Фотометрическое исследование затменных двойных систем V478Cyg, CO Lac, V477Cyg, AR Cas, SS Lac, Y Cam тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ВВЕДЕНИЕ.

ГЛАВА I. ОСНОВНЫЕ ТЕОРЕТИЧЕСКИЕ СООТНОШЕНИЯ ДЛЯ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ОРБИТЫ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ. ПРАКТИЧЕСКИЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПЕРИОДА АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ, А ТАКЖЕ

ПАРАМЕТЮВ ТРЕТЬЕГО ТЕЛА.

§1.1. Определение фотометрических и абсолютных элементов из решения кривых блеска затменных двойных звезд.

§ 1.2. Вращение линии апсид за счет приливной и вращательной деформации компонент.

§ 1.3. Релятивистское вращение линии апсид тесных двойных систем.

§ 1.4. Основные методы определения периода вращения линии апсид и апсидального параметра кг.

§ 1.5. Световое уравнение для определения элементов кратной системы и методика его решения.

ГЛАВА И. ШИРОКОПОЛОСНЫЕ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ

НАБЛЮДЕНИЯ ДВОЙНОЙ ЗВЕЗДЫ С ЭКСЦЕНТРИЧНОЙ ОРБИТОЙ V478 ЛЕБЕДЯ И ПЕРВОЕ ИЗМЕРЕНИЕ УГЛОВОЙ СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ЛИНИИ АПСИД В ЭТОЙ

СИСТЕМЕ.

§2.1. Наблюдения затменной системы V478 Лебедя.

§2.2. Вращение линии апсид в системе V478 Лебедя.

ГЛАВА III. УТОЧНЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АПСИДАЛЬНОГО ДВИЖЕНИЯ НА ОСНОВЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ИССЛЕДОВАНИЙ ИЗБРАННЫХ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ V477 CYG, СО LAC и AR CAS.

§3.1. Причина аномашй в апсидальном движении затменной nepevieiшой V477Суg.-.

§3.2. Фотометрические и абсолютные элементы затменной переменной СО Lac. Третий свет в системе. Уточнение параметров апсидального движения.

§3.3. Новые фотометрические и абсолютные элементы для затменной переменной AR Cas. Уточнение параметров апсидального движения.

§3.4. Сравнение наблюдаемых и теоретических параметров апсидального движения.

ГЛАВА IV. ИСЧЕЗНОВЕНИЕ ЗАТМЕНИЙ В ПЕРЕМЕННОЙ ЗВЕЗДЕ

SS ЯЩЕРИЦЫ.

§4.1. Фотоэлектрические наблюдения SS Ящерицы.

§4.2. Сводная кривая блеска SS Ящерицы. Период затмений до 1935 г. Исчезновение затмений в 1935-1940 гг.*.

ГЛАВА V. РЕЛЯТИВИСТСКИЙ ОБЪЕКТ В ЗАТМЕННОЙ

ПЕРЕМЕННОЙ КРАТНОЙ СИСТЕМЕ Y ЖИРАФА.

§5.1. Фотометрические элементы затменной двойной системы YCam

§5.2. Четырехкратная система YCam.

Уже свыше 200 лет среди многообразия небесных объектов известны так называемые затменные переменные двойные звезды, блеск которых строго закономерно ослабляется через равные промежутки времени, так как одна из компонент двойной звезды затмевает другую при каждом обороте в орбите. Затменные переменные звезды принадлежат к числу наиболее тесных двойных систем ( ТДС), размеры которых, как правило, сравнимы с большой полуосью орбиты. Характерной особенностью этих звездных систем является то, что основные изменения блеска происходят достаточно быстро, в то время как максимальный блеск системы остается практически постоянным, (если отвлечься от влияния эффектов "отражения" света и эллипсоидальности).

Затменные переменные представляют из себя своего рода замечательную лабораторию для изучения разнообразнейших процессов в звездной астрофизике. Ясно, что их полезность намного превышает хорошо известную роль в определении звездных масс и радиусов, хотя полученные с большой точностью из их исследования основные звездные характеристики позволяют установить статистические закономерности, которые являются основой всех теоретических моделей строения и эволюции звезд (Мартынов, 1972; Масевич и Тутуков, 1988). Их исследование позволяет также получить важную информацию о таких звездных явлениях, как вращательные и приливные искажения звезд, взаимное облучение, потемнение к краю, обмен веществом между компонентами, что может привести к радикальным различиям в эволюции двойных и одиночных звезд. Их полезность вытекает также из факта, что можно измерить скорость вращения эллиптической орбиты, а из этого определить распределение плотности р(г) по радиусу звезды, что является ценным наблюдательным критерием для проверки правильности теории внутреннего строения звезд (Стерн, 1939; Кларет и Джименез, 1992).

В настоящее время астрономам известно более 4000 затменных переменных (Холопов и др., 1990, ОКПЗ) и число их постоянно растет. Среди двойных звезд они представляют единственный широкий класс объектов , которые могут быть открыты на очень больших расстояниях как в нашей Галактике, так и в других галактиках. Компоненты затменных переменных представляют собой звезды с наибольшим числом известных физических характеристик и с этой точки зрения изучение их полно интереса для астрофизика, ищущего эмпирический материал для исследованияя звезд, для проверки звездных теорий и т.д.

Решение кривой блеска затменной двойной позволяет определить относительные радиусы, светимости компонент, наклон плоскости орбиты к лучу зрения и некоторые другие характеристики звезд-компонент. Но для того, чтобы получить массы и абсолютные размеры компонент, необходимо получить кривую лучевых скоростей системы и решить ее. Однако существуют методы (Свечников, 1969; Халиуллин, 1985; Брансевич и Дворак, 1980), которые дают возможность получить необходимые характеристики звезд, входящих в состав затменной двойной, без спектроскопического анализа, используя только фотометрические наблюдения системы.

Характерным методом исследования затменных переменных звезд является получение кривой блеска системы и определение фотометрических элементов и моментов минимумов этой кривой для разных временных интервалов. Использование электронно-вычислительных машин приводит к коренной ломке старых классических табличных методов анализа кривых блеска двойных звезд. При этом меняется алгоритм поиска фотометрических элементов и усложняются используемые модели двойных звезд (Черепащук, 1985; Лавров, 1971; Халиуллина и Халиуллин, 1984). Тщательные измерения моментов затмений могут обнаружить изменение орбитального периода на ~ 10 5-10'6 дня, т.к. отклонения во времени от заданных эфемерид могут накапливаться за сотни и тысячи орбитальных периодов, а многие системы имеют наблюдения, простирающиеся на много десятков лет.

Существуют две основные причины строго периодических изменений орбитального периода:

1) Во-первых, это - апсидальное движение. Этот эффект, иногда называемый вращением линии апсид или прецессией долготы периастра, выражается в том, что моменты главного минимума вычерчивают (О - С) кривую с амплитудой, пропорциональной орбитальному эксцентриситету. Моменты вторичного минимума вычерчивают подобную (О - С) кривую с такой же амплитудой, но сдвинутую на 180° по фазе. Кроме того, расстояние между главным и вторичным минимумами также меняется, представляя собой периодическую функцию (Мартынов, 1971; Копал, 1978);

2) Во-вторых, орбитальный период циклически меняется из-за присутствия в системе третьего тела (или нескольких дополнительных тел).

Может быть несколько причин вращения линии апсид в двойной системе: а) Деформация фигур компонент из-за орбитального и осевого вращения, а также приливного воздействия их друг на друга. Скорость апсидального вращения зависит от относительных размеров и масс компонент, эксцентриситета орбиты двойной системы, а также от известных параметров, связанных с распределением масс внутри компонент, т.е. зависящих от степени концентрации вещества к центру компонент (Копал, 1978); б) Кроме того, эллиптическая орбита двойной звезды поворачивается согласно общей теории относительности даже в случае точечных масс (Леви-Цивита, 1937). Скорость этого поворота зависит лишь от масс компонент, эксцентриситета и большой полуоси относительной орбиты. Релятивистское вращение эффективно у массивных и очень тесных систем, т.е. систем короткого периода; в) Вращение линии апсид из-за присутствия в системе третьего тела или других дополнительных тел, вносящих возмущение в движение компонент.

Так называемая постоянная апсидального движения K2th , от которой пропорционально зависит скорость поворота эллиптической орбиты, может быть рассчитана для теоретических звездных моделей. Сравнение теоретических значений, к 2 th , с наблюдаемыми величинами, K2obs , является ценным критерием для правильности моделей внутреннего строения звезд. Это определяет актуальность исследований систем с вращением линии апсид за счет приливных и вращательных деформаций компонент, проведенных нами в Главах II, III диссертации.

Исследование затменных звезд, у которых главной причиной вращения линии апсид являются приливные и вращательные деформации компонент, позволяет нам найти упомянутый выше апсидальный параметр K2obs, непосредственно связанный с концентрацией вещества к центру звезд - компонент. Поэтому такие исследования позволяют нам как бы заглянуть в звездные недра, недоступные ни для каких других методов.

Кларет и Джименез (1993) дают в своей работе обзор моделей внутреннего строения звезд, показывая, как по мере совершенствования звездных моделей теоретически рассчитываемые постоянные внутренней структуры K2lh приближались к наблюдаемым K2obs АВТоры провели сравнение определенных из наблюдений в исследованных ими системах величин кгоЬз с последними теоретическими значениями K2th . Величины K2th были рассчитаны этими же авторами ранее (Кларет и Джименез, 1992) с использованием новых таблиц коэффициентов поглощения звездного вещества, опубликованных Роджерсом и Иглесиасом (1992). Для ряда объектов, исследованных в нашей диссертации, V478 Cyg, V477 Cyg, СО Lac эти величины в пределах точности определения 10 %) близки: K2obs = кз1\ что говорит о хорошей точности полученных нами результатов для этих систем и надежности теоретических моделей расчетов внутреннего строения звезд на основе новых таблиц непрозрачности вещества в звездных недрах, рассчитанных Роджерсом и Иглесиасом (1992). Но для системы AR Cas наблюдаемый апсидальный параметр K2obs по нашим определениям оказался почти в три раза больше теоретического K2th. Система AR Cas нуждается в дальнейших фотоэлектрических наблюдениях моментов главного и вторичного минимумов для исследования вопроса о причинах аномалии в апсидальном движении.

Проблема релятивистского вращения эллиптических орбит ТДС подробно рассмотрена в работах Халиуллина (1997а, б). Хотя в процессе наблюдения и исследования конкретных затменных систем возникали известные вопросы и дискуссии (Мартынов, Халиуллин, 1980; Шакура, 1985; Моффат, 1984, 1989), можно считать, что в настоящее время эта проблема полностью решена и выводы общей теории относительности подтверждены на основе наблюдения большого числа затменных двойных звезд с эллиптической орбитой

Халиуллин, 1982, 1983 а,б, 1985; Халиуллин и Халиуллина, 1989; Джименез и Скалтрити, 1982; Волков и Халиуллин, 1999 а, б)

Следующим источником нарушения движения двойной системы строго по законам Кеплера может оказаться близкая третья звезда, настолько близкая, что ее гравитационное воздействие на затменную пару будет сопровождаться заметным орбитальным движением всей тройной системы около общего ценра тяжести. Орбитальное движение тесной пары вокруг центра тяжести тройной системы будет ставить затменную пару попеременно то дальше, то ближе к наблюдателю, что в связи с конечной скоростью распространения света приводит к периодическому запаздыванию или упреждению моментов минимумов - к так называемому "световому уравнению"^ Тогда на диаграмме (О - С) для двойной системы мы увидим некую кривую, чей период, амплитуда и форма зависят от периода, большой полуоси и эксцентриситетета ее орбиты вокруг общего центра масс тройной системы. Кривая (О - С) будет синусоидальной только в том случае, если долгопериодическая орбита круговая. В случае затменных переменных систем моменты и главного, и вторичного затмений будут показывать идентичные графики (О - С) в отличие от апеидального движения, когда они сдвинуты по фазе на 180° .

Таким образом наблюдение минимумов затменных двойных систем дает нам возможность открывать кратные системы. Решение кривой блеска также дает возможность открывать дополнительные тела в системах. Конечно эти исследования должны быть согласованы между сосбой. Изучение кратных систем является одним из актуальнейших вопросов современной астрономии.

В связи с открытием третьего и четвертого тел в затменных двойных системах RU Моп и DR Vul, в диссертации Халиуллиной (1987) отмечается, что многие звезды имеют кратность больше двух, и что "теория происхождения и эволюции звезд должна учитывать этот факт, то есть, объяснять не только происхождение кратных систем, но и их наблюдаемые распространенность и распределение по кратности, в частности, отношение числа тройных систем к числу двойных. Теоретические исследования проблемы кратных звезд идут, в основном, по двум направлениям. Во-первых, ведутся поиски теории образования кратных систем, удовлетворяющей наблюдательным данным, и во- вторых, изучаются поведение кратных систем при заданных начальных условиях, критерии устойчивости, характеристики систем, образующихся после распада систем более высокой кратности" (Малков, 1997; Аносова и Орлов, 1985; Рой, 1979; Хэррингтон, 1975, 1977; Ивенс, 1968).

Открытие кратных систем из наблюдений затменных двойных звезд требует долгих рядов точных измерений моментов минимумов. Такие наблюдения предоставляют нам затменные двойные системы с вращением линии апсид (или заподозренные в этом). Это дополнительно подчеркивает актуальность проведенных в диссертации исследований затменных, имеющих эллиптические орбиты (Глава II, III) или заподозренных во вращении линии апсид (затменная система Y Саш - Глава V) .

В качестве третьего тела могут выступать самые необычные объекты. По современным представлениям, массивные звезды, заканчивая свою эволюцию, могут в конце концов сжаться (сколлапсировать) и превратиться в релятивистские объекты (нейтронные звезды или, так называемые, "черные дыры" (Зельдович, Новиков, 1971). Изучение графика (О - С) затменной переменной системы YCam указывает на возможное присутствие третьего тела в этой системе, причем его масса, определенная с использованием спектральных данных, оказывается более пяти солнечных масс, а максимальный вклад его светимости в общий блеск системы при этом аномально мал (Моссаковская, 1991). Полученные результаты можно примирить только, если считать, что третье тело в этой системе является релятивистским объектом (см. Главу V).

Изучение апсидального движения, длинные ряды наблюдений моментов минимумов затменной двойной системы с эллиптической орбитой иногда позволяют обнаружить изменение угла наклона и даже исчезновение затмений, связанные с поворотом орбитальной плоскости и прецессией орбиты двойной системы в гравитационном поле третьего тела или группы звезд (SS Lac - Глава IV). Таким образом, измерение моментов минимумов затменных двойных систем - это также один из источников непосредственного отслеживания эволюции геометрии орбиты тесной двойной системы под влиянием внешнего гравитационного поля. Четвертая глава диссертации посвящена именно этой чрезвычайно интересной проблеме -исчезновению затмений в ранее затменной двойной системе SS Lac. На защиту выносятся следующие основные результаты: 1. Многоцветные широкополосные фотоэлектрические измерения затменных переменных звезд COLac, ARCas, V477Cyg, V478Cyg, YCam, проведенные автором диссертации на Крымской станции ГАИШ, Абастуманской астрофизической обсерватории, Радиоастрофизической обсерватории АН Латвийской ССР, Казанской станции в Специальной астрофизической обсерватории.

2. Фотометрические и абсолютные элементы затменных двойных систем COLac, AR С as, фотометрические элементы затменной двойной системы Y Cam, найденные из анализа кривых блеска.

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

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

5. Наиболее реальная на сегодняшний день гипотеза, выдвинутая автором, что третье тело в затменной системе Y Саш 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 менялась от 0т.6 в 1898г. до нуля к 1940г.

Перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов, полученных в диссертации.

Наблюдения и исследования по теме диссертации велись с 1982 года. Результаты разных этапов работы докладывались на семинарах отдела звездной астрофизики ГАИШ МГУ под руководством члена-корр. РАН A.M. Черепащука и на международной конференции "Наша Галактика" (Москва, 1996).

Всего по теме диссертации опубликовано 11 статей (из них 3 совместные). В совместных работах с Х.Ф. Халиуллиным при исследовании звездных систем V 478 Cyg, V 477 Cyg, СО Lac автору принадлежит участие в постановке задачи, непосредственные наблюдения систем, определение фотометрических и абсолютных элементов СО Lac, измерение угловой скорости вращения орбиты в

13 системе V 478 Cyg, уточнение параметров апсидального движения в системах V 477Cyg, СО Lac, обнаружение третьего света в системе СО Lac по методике, предложенной Х.Ф. Халиуллиным, а также участие в обсуждении результатов.

Итак, в результате этой работы, посвященной фотометрическому исследованию избранных затменных двойных систем, получены следующие основные результаты:

1. Автором диссертации проведены многоцветные широкополосные фотоэлектрические измерения затменных переменных систем COLac, ARCas , V477Cyg, V478Cyg, YCam на Крымской станции ГАИШ, Абаст^-манской астрофизической обсерватории. Радиоастрофизической обсерватории АН Латвийской ССР, Казанской станции в Специальной астрофизической обсерватории.2. Из анализа полученных в диссертации высокоточных кривых блеска определены фотометрические и абсолютные элементы затменных двойных систем COLac, A R Cas и фотометрические элементы затменной двойной системы У Саш.3. Обнаружено смещение линии апсид в зат-менной двойной системе V478 Лебеда и проведено первое измерение угловой скорости вращения орбиты в этой системе.4. Уточнены параметры апсидального движения в затменных звездах V477 Лебедя, СО Lac и A R Cas.5. Обнаружен третий свет, Ез, в системе СО Lac.6. На основании данных, полученных автором и привлеченных из литерат>'ры, получены постоянные внутренней структл'ры К2^^ и к:'*" для систем V478 Cyg, V477 Cyg, СО Lac, A R Cas. Показано, что для систем V478 Cyg, V477 Cyg и СО Lac наблюдаемые апсидальные параметры примерно равны теоретическим ( к 2 * * ^ = К2^*^), что говорит о хорошей точности полученных нами результатов для этих систем и надежности теоретических расчетов внутреннего строения звезд на основе новых таблиц непрозрачности вещества в звездных недрах Роджерса и Иглесиаса (1992). Показано, что для компонент системы A R Cas наблюдаемый средний апсидальный параметр кг^''' в три раза больше теоретически ожидаемого (к!""^^ = 0.0156 Ф 0.0049 = K2^' ' ) -

Возможной причиной этого несоответствия может быть присутствие третьего тела в системе. Система A R Cas нуждается в дальнейших фотоэлектрических наблюдениях мо.ментов главного и вторичного минимумов.7. В диссертации выдвинута наиболее реальная на сегодняшний день гипотеза, что третье тело в затменной системе Y Cam является по видимому релятивистским объектом. Гипотеза основана на анализе всех известных по этой системе данных, в том числе новых фотометрических измерений , полученных в диссертации.8. Впервые определены параметры орбит для релятивистского третьего тела и дополнительной четвертой звезды в системе Y Cam.9. Автор диссертации в 1989 году выполнила фотоэлектрические наблюдения затменной переменной SSLac, которые не показали затмений в расчетное время. Поэтому в дд^ссертации сделан вывод, что затмения в этой системе исчезли в период между 1935 и 1940гг., а глубина минимумов SS Lac менялась от 0™.6 в 1898г. до 0*^ .0 к 1940г из за прецессии орбиты под действием возможного третьего тела в системе.В заключение прежде всего выражаю благодарность своему руководителю и учителю Х.Ф. Халиуллину. Хочу также выразить благодарность Н.Е. Курочкину, В.П. Горанскому, А.И. Халиуллиной, Н.А. Кецарису, коллективам ОКПЗ, библиотеки и вычислительной лаборатории ГАИШ, а также лично завед\тощей библиотекой К. Кирилловой и заведующе\1у вычислительной лабораторией И.А. Авдакушину за по\ющь в работе.

1. Андерсен, 1991 - Andersen J., Accurate masses and radii of normal stars,

3. Анерт, 1975 - Ahnert P., Revised elements of eclipsing stars, Inf. Bull . Var.1. Stars, № 1030,1.

4. Аносова Ж.П. и Орлов В.В., 1985, Динамическая эволюция тройныхсистем. Ученые записки ЛГУ, т.-, № 416, 66-144. ^

5. Апплегейти Паттерсон, 1987 - Applegate J .H. and Patterson J., Magneticactivity, tides and orbital period change in close binaries, Astrophys. 1. J., 322, L99.

6. Балдвин, 1973 - Baldwin M . E . , Minima of eclipsing variables. Inf. Bull .1. Var. Stars, №795,1-17.

7. Балдвин, 1976 - Baldwin M . E . , Minima of eclipsing binary stars. III, J .

9. Балдвин, 1977a - Baldwin M . E . , Minima of eclipsing binary stars, IV, J .

15. Барбье, 1962 - Barbier M . , Structure de la galaxie dans la region P Cygni,1. J. Observ.,45, 57-114.

16. Борковиц и Хежедус, 1996 - Borkovits Т. and Hegedus Т., On theinvisible components of some eclipsing binaries, Astron. Astrophys. 1. Suppl. Ser., 120, 63-75.

17. Боцула P.A. и Костылев К.В., 1960, Фотоэлектрические наблюдения

18. A R Кассиопеи, Бюлл. Казан. Астрой. Обсерв., 35, 34-43.

19. Брансевич и Дворак, 1980 - Brancewicz H . K . and Dvvorak T.Z. ,

20. Catalogue of Parameters for Eclip-sing Binaries, Acta Astron., 30,501-524.

21. Браун, 1936 - Brown E.W., The stellar problem of three bodies. III. Themotions of the apse and node with applications to the Moon,

22. Monthly Not. Roy. Astron. Soc, 97, 116-127.

23. Бролья и Конконн, 1984 - Broglia P. and Conconi P., Non-radial pulsatorin the binary system Y Cam, Astron. Astrophys., 138, 443-450.

24. Бролья и Марин, 1974 - Broglia P. and Marin P., Y Cam: A n Eclipsing

25. System with a Delta Scuti Primary, Astron. Astrophys., 34, 89-97.

26. Буддинг, 1973 - Budding E., Analysis of eclipsing binary light curves onautomatic computers, Astrophys. and Space Sei., 22, 87-122.

27. Буиг, 1959 - Bouigue R.,Contribution aux recherches de Photometrie

28. Photoelectrique dans la Galaxie, Toul. Ann., 27,47-.

29. Бэттен, 1960 - Batton A . H . , The triple system A R Cassiopeiae, Publ.

31. Бэттен, 1961 - Batten A . H . , Stellar eclipses and stellar interiors, J. Roy.

33. Бэттен A . , 1976, Двойные и кратные звезды, М., "Мир".

34. Вахман, 1936 - Wachmann A . A . , Uber die Periode von SS Lacertae,

36. Вельман,1960 - Wellmann P., Die Ableitung der Elemente photometrischer

37. Doppelstemsysteme mit Hilfe einer Electronenrechenmaschine, Berg.1. Mi t t . ,№ III.

38. Волков и Халиуллин, 1999a - Volkov E M . , Khaliuilin Kh .F . , The revisionof apsidal motion in V 541 Cyg: no discrepancy with theor\% Inf. Bull. 1. Var. Stars, №4680, 1-4.

39. Волков И.М. и Ха.!1иуллин Х.Ф., 19996, частное сообщение.

40. Вольтьер, 1922 - Woltier J.Jr., On a special case of orbit determination inthe theory of eclipsing variables, Bull. Astron. Inst. Neth., 1, № 18, 93-94.

41. Вольф, 1994 - Wolf M . , Apsidal motion in the eclipsing binan. C O1.certae, Astron. Astrophys., 286, 875-878.

42. Гайда и Сегевис, 1981 - Gaida М. and Seggewiss W., The Spectroscopic

43. Orbit of the Eclipsing Binary A R Cas Revisited, Acta Astron., 31,231-239.

45. Гапошкин, 19496 - Gaposchkin S., A new eclipsing variable of heav^mass, Astron. J., 54, 128.

46. Гончарский A .B . , Черепашч'к A . M . и Ягола А.Г., 1985, Некорректныезадачи астрофизики, М., "Наука", Главная редакция физико математической литературы.

49. Григар и др., 1972 - Grygar J., Cooper M . L . and Jurkevich I., The limbdarkening problem in eclipsing bynaries, Bull. Astr. Inst. Czechosl. 23, 147-174.

50. Даррент, 1970 - Durrent C.J., Rotation and chemical abundances in thepecular stars. Monthly. Not. Roy. Astron. Soc, 147, 75-93.

51. Де - Ситтер, 1916, - de Sitter W., On Einstein's Theory of Gravitation, andits Astronomical Consequences, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 76. 720.

52. Джеффери, 1984 - JeíTery C.S., Apsidal motion in main-sequence binan'stars, Monthly Not. Roy. Astron. Soc , 207, 323-337.

53. Джименез и Куинтана, 1992 - Giménez А. and Quintana J . M . , Apsidalmotion and revised photometr>' elements of the eccentric eclipsing binar>' V 477 Cyg, Astron. Astrophys., 260, 227-236.

54. Джименез и Скалтрити, 1982 - Giménez А. and Scaltriti F. , Aphotometric study of the binar>' V 889 Aq l : an example of relativistic apsidal motion, Astron. Astrophys,, 115, 321-326.

55. Джонсон и др., 1966 - Johnson H .L . , Mitchell R.I., Iriarte В., Wisniewski

57. Диней, Гвинеи и Малоней, 1993 - Deeney В., Guiñan E .F . and Maloney

58. F.P., Villanova University Department of Astronomy and

59. Astrophysics, Apsidal Motion Studies, B A A S 25, 651.

60. Дубошин Т.Н., 1968, Небесная механика, основные задачи и методы,1. М., "Hawa",CTp . 314 .

61. Дэган, 1924 - Dugan R.S., Photometric Researches. The Eclipsing Variable

62. Y Camelopardaiis, SZ Herculis, RS Vulpeculae, R Canis Majoris,

64. Дэган и Райт, 1935 - Dugan R.S. and Wright F.W., The period andphotographic light-curve of SS Lacertae, Astron.J., 44, 150-151.

65. Закиров и Азимов, 1990 - Zakirov М.М. and Azimov A . A . , Thedissapearance of minima of eclipsing binary SS Lac in open cluster

66. N G C 7209, Inf. Bull . Var. Stars, № 3487, 1-2.по

67. Закиров М.М., 1993, Тесные двойные системы в области рассеянныхзвездных скоплений. VI . V 478 Cyg в Do! 42, 1Синемат»п<:а и физика небесных тел, 9, № 3, 47-54.

68. Зан, 1977 - Zahn J.Р., Tidal friction in close binary stars, Astron.1. Astrophys., 57, 383-394.

69. Зельдович Я.Б., Новиков И.Д., 1971, Теория тяготения и эво.пюциязвезд, М., "HavTca".

70. Ивенс, 1968 - Evans D.S., Stars of Higher multiplicity. Quart. J . R. astr.1. Soc, 9, 388-400.

71. Ириарт и др., Í965 = íriaríe В., Johnson H.L.,>YÍiíchell R . L , Wisniewski

73. Каталано и Родоно, 1971 - Catalano S. and Rodono M . , Light Cur-ve and

74. Apsida! Motion of A R Cas, Asíron. J., 76, 557-56!.

75. Кларет и Джименез, 199! - Claret A., and Gim.enez A . , The effect of coreovershooting and mass loss on the interna! density concentration of main sequence stars, A^siron. A.strophys., 244, 319-326.

76. Кларет и Дж1^менез, 1992 - Cíaret А. and Giménez A . , Evolutionarystellar models using R.ogers and Iglesias opacities with particular attention to internal structure constants, Astron. Astrophys. Suppl., 96, 255-267.

77. Кларет и Д»:з1менез, 1993 - Claret A . and Gim.enez A., The apsida! motiontest of the internal stellar structure: comparison between theorv' and observations, Astron. Astrophys., 277, 487-502.

78. Козырева, Захаров, Халиу.плин, 1999 - Koz\Teva V.S., Zakharov АЛ.,

79. Khaliullin Kh .F . , The third body in the eclipsing binary AS

80. Camelopardalis, Inf. Bull. Var. Stars, N2 4690, 1-4.

81. Копал, 1943 - Kopal Z. , An application of the method of least squares tothe adjustment of photometric elements of eclipsing bynaries. Proc.

83. Копал, 1946 - Kopal Z., Harvard Obs. Monograph, № 6, с с ы ж а изработы: Мартынов Д.Я., 1971, "Затменные переменные звезды", 1. М., " Наука", стр. 346.

84. Копал, 1959 - Kopal Z., Close binar\^ systems. Chapman and Hi l l ,1.ndon, pp.473,497.

85. Копал, 1965 - Kopal Z. , Internal structure of the stars and apsidal motion,

86. Advances in Astronomy and Aph. , 3, New York - London Acad.1. Press, 89-118.

87. Копал, 1978 - Kopal Z., Dynamics of close binary systems, Dordrecht:1. Reidel.

88. Копал и Шепли, 1956 - Kopal Z. , Shapley M . B . , Catalogue of theelements of eclipsing binary systems, Jodrell Bank Ann. , 1, 141-221.

89. Кордилевски11, 1953 - Kordylewski K . , Adnotations, Rocznik Astron.

90. Obs. Krakow. Suppl. Intern., № 2 4 , 83.

91. Корди.тевски»^, 1954 - Kordylewski K . , Adnotations, Rocznik Astron.

92. Obs. Krakow. Suppl. Intern., № 2 5 , 83.

93. Кордилевский и др., 1961 - Kordylewski К., Pagaczewski J., Szafraniec

94. R., Krakowskie obserwacje gwiazd zmiennych 1920-1950, Acta

96. Коулинг, 1938 - Cowling T .G. , On the motion of the apsidal line in closebinarv' systems. Monthly Not. Roy. Astron. Soc, 98, 734-744.

98. Крауфорд, 1963 - Crawford D . L . , Photometr}' of the Stars of the

99. Cassiopeia - Taurus group, Astrophys. J.,137, 523.

100. Крауфорд и др., 1971 - Crawford D . L . , Barres J.A., Colson J.C., Four

101. Color, Hp and U B V Photometry for Bright Stars in the Northern

102. Hemisphere, Astron. J., 76, 1058-1071.

104. Visual Minima of Eclipsing Variables, Astron. Nachr., 301, 327-328.

106. Кушваха, 1957 - Kushwaha R.S., The evolution of early main-sequencestars, Astrophys. J., 125, 242-259.

107. Лавров M.И., 1970, Опредстение элементов фотометрических орбитпрямым методом. Астрой, цирк. № 594, 7-8.

108. Лавров М.И., 1971, Определение элементов фотометрических орбит узатменных двойных систем прямым методом, Астрон. ж., 48, 95 Ь 956.

109. Лавров М.И., 1972, Новый метод вычисления функций а(к, р) длязатменных двойных систем, Переменные звезды, 18, 343-355.

110. Лавров М.И. и Лаврова Н.В., 1993, Ревизия элементов орбит ушестидесяти спектрально - двойных систем, Известия АОЭ. № 57, 8-15.

111. Лафлер, Кинман, 1965 - Lafler J., Kinman T. D. , A n R R Lyrae starsurv'ey with the Lick 20-inch astrograph П. The calculations of R R 1.rae periods by electronic computer, Astrophys. J. Suppl. Ser., 11. 216-222.

112. Леви - Цивита, 1937 - Levi-Civita T., Astronomical consequences of therelativistic two-body problem, Amer. J. Math., 59, 225-234.

113. Леман, 1991 - Lehmann T., The unusual eclipsing variable SS Lacertae,1.f. Bull. Var. Stars ,№3610, 1-2.

114. Леш, 1968 - Lesh J.R., The kinematics of the Gold Belt: an expandinggroup, Astrophys. J. Suppl. Ser., 17, № 151.

115. Льюнгрен, Ойа, 1964 - Ljunggren В. Oja T., Ark. fur Astron.,3, 439.

116. Люйтен и др., 1939 - Luyten W.J., Struve О. and Morgan W.W.,

117. Reobservation of the orbits of ten spectroscopic binaries with adiscussion of the apsidal motion, Pubi. Yerkes Obs., 7, 251-300.

118. Макажири и Ямашита, 1979 - Makagiri М., Yamashita Y . , The light

119. Variation Period of the A-t>pe Pecular Star H D 221568, Tokyo Bull. ,ser. П, № 259.

120. МакДональд, 1948 - McDonald J .K. , The Spectroscopic binar>' H D1936ll,Astron. J., 54, 43.

121. МакДональд, 1949 - McDonald J .K. , The spectrographic orbits anddimensions of the eclipsing binar>' H D 193611, Pubis. Domin.

122. Astrophys. Obser\'. Victoria, 8, № 4, 135-140.

123. Малков О.Ю., 1997, Образование двойных звезд и распределениесистем по отношению .масс компонентов, (в сборнике трудов под ред. А.Г.Масевич), 162-178.

124. Мартынова Д.Я., 1939, Затменные переменные звезды, М., Редакциянаучно-технической .литературы.

125. Мартынов Д.Я., 1947, в кн. Зверев М . С , К\тсаркин Б.В., Мартынов

126. Д.Я., Паренаго П.П., Флоря Н.Ф. и Цесевич В.П., Переменныезвезды, т.З, Гостехиздат, 464-490.

127. Мартынов Д.Я., 1948, Исследование периодических неравенств вэпохах минимумов затменных переменных звезд, Известия АОЭ, 25, 5-207.

128. Мартынов Д.Я., 1971, в кн. "Затменные переменные звезды",М.,"Наука", Гл.9, 313-347.

129. Мартынов Д.Я., 1972, Тесные двойные звезды и их значение длятеории эволюции. Успехи физических на\-к, 108, вып. 4, 701-732.

130. Мартынов Д.Я., 1977, Курс практической астрофизики, М., "Hav-Ka".

131. Мартынов Д.Я., Ха,аиуллин Х.Ф., 1978, DI Геркулеса, Элементысистемы и движение линии апсид, Астрон. цирк., № 1016, 1-3.

132. Мартынов и Халиуллин, 1980, Martynov D. Ya , and Khaliullin K b . F.,

133. On the the relativistic motion of the periastron in the eclipsing binar>'sysytem D l Herculis, Adtrophys. and Space Sci., 71, 147-170.

134. Масевич А.Г. и Тутутсов A . B . , 1988, Эволюция звезд. Теория инаблюдения, М., "Наука".

135. Матис, 1967, - Mathis J.S., The apsidal constants of stellar models,

137. Мезетти и др., 1980 - Mezzetti М., Predolin F. , Giuricin G . and

138. Mardirossian F., Revised photometric elements of eight eclipsingbinaries, Astron. Astrophys. Suppl., 42, 15-22.

139. Микулясек, 1985 - Mikulasek Z. , Observations of Eclipsing Binaries in the

140. Years 1981-1983, Brno Contrib., 26, 5-28.

141. Мгасулясек, 1986 - Mikulasek Z. , Observations of Eclipsing Binaries in the

142. Years 1981- 1985, Brno Contrib., 27, 5-30.

143. Моссаковская Л.В., 1990a, Фотометрические наблюдения затменнойпеременной с апсидальным движением СО Lac, Астрон. цирк., .No 1543, 13-14.

144. Моссаковская Л.В., 19906, Фотоэлектрическая фото.метрия затменнойпеременной звезды с апсидальным движением V477 Cyg, Астрон. цирк., № 1542, 21-22.

145. Моссаковская Л.В., 1991, Релятивистский объек-т в затменнойпеременной системе Y Cam?, Астрон. цирк., № 1547, 15-16.

146. Моссаковская Л.В.,1992 - Mossakovskaya L . V . , New photometricelements of A R Cas, an eclipsing binarv' system with apsidal motion,

147. Astron. and Astrophys. Trans., 2, 163-167.

148. Моссаковская Л.В., 1993a, Релятивистский объект в затменнойпеременной Y Cam?, Псрс.м. звезды, 23, 3, 179-192.

149. Моссаковская Л.В., 19936, К вопросу об исчезновении затмений взатменной переменной звезде SS Ящерицы, Письма в астрон. ж., 19, 87-95.

150. Моссаковская, 1993в - Mossakovskaya L . V . , The four body system Y

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

152. Моссаковская, 1995 - Mossakovskaya L . V . , On the disappearence ofeclipses in the eclipsing variable star SS Lac, Internat. Amat. - Prof.

153. Photoelectr. Photometry Comm., № 59, 22-25.

154. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1987, Третье тело в затменнойсистеме с апсидальным движением СО Lac? , Астрон. цирк., № 1495,5-6.

155. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1989, Причина аномалийапсидального движения в системе V477 Cyg, Астрон. цирк., № 1536, 23-24.

156. Моссаковская Л.В. и Халиуллин Х.Ф., 1996, Вращение линии апсид всистеме V 478 Лебедя, Письма в Астрон. Ж., 22. 149-152.

157. Моффат, 1984 - Moffat J.W., The orbital motion of D I Herculis as a testof a theory of gravitation, Astrophys. J . , 287, L77.

158. Моффат, 1984 - Moffat J.W., Cosmions in the non symmetricgravitational, Phys. Rev., 39, 474-484.

159. Некрасова С , 1938, Оценки яркости 19 переменных в области 7Г2 Cygni,

160. Перем. звезды, 5, 182-185.

161. Нельсон и Дэвис, 1972 - Nelson В. and Davis W.D. , Eclipsing-binar\'solutions by sequential optimization of the parameters, Astrophys. J., 174, 617-628.

162. О'Коннелл, 1970 - О' Konnell D.J .K. , Photometric orbit and apsidalmotion of the eclipsing binary V 477 Cygni, Vistas in Astronomy, 12, 271-290.

163. Обурка, 1965 - Oburka О., Observations of eclipsing binaries and R R

164. Lyrae-type variables in 1965, Brno Contrib., 5, 4-11.

165. Пауэл, 1964 - Powell M.J .D. , A n efficient method for finding the minimumof a function of several variables without calculating derivatives,

167. Петри, 1944 - Pétrie R . M . , The orbital elements and apsidal motion of A R

169. Плавец и др., 1961 - Plavec M . , Smetanova M . , Penny Z. , Periodvariability in detached systems with undersize subgiants. Bull. Astron. 1. Czech. 12, 117-129.

170. Поппер, 1967 - Popper D . M . , Revised mass determination of eclipsingbinaries, Astron. J., 72, 316.

171. Поппер, 1978 - Popper D . M . , Masses of hot main-sequence stars,

173. Поппер, 1980 - Popper D . M . , Stellar masses, Ann. Rev. Astron. and1. Astrophys., 18, 115-164.

174. Поппер и Думонт, 1977 - Popper D . M . and Dumont P.J., U , B, Vphotometric program on eclipsing binaries at Palomar and Kitt Peak, 1. Astron. J., 82, 216-222.

176. Поппер и Этзел, 1981 - Popper D . M . and Etzel P.B., Photometric orbits ofseven detached eclipsing binaries, Astron. J., 86, 102-120.

177. Рассел, 1928 - Russell H .N . , On the advance of periastron in eclipsingbinaries. Monthly Not. Roy. Astron. Soc, 88, 641-643.

178. Робинсон, 1965 - Robinson L.J . , Minima of eclipsing variables, Inf. Bull.1. Var. Stars, № 114,1-4. 1. П7

179. Робинсон, 1966а - Robinson L.J . , Minima of eclipsing variables. Inf. Bull .1. Var. Stars, №129 , 1 -4 .

180. Робинсон, 19666 - Robinson L . J . , Minima of eclipsing variables. Inf. Bull .1. Var. Stars, Xo 154,1-6.

181. Робинсон, 1967a - Robinson L .J . , Minima of eclipsing variables, Inf. Bull .1. Var. Stars, №180 , 1 -7 .

182. Робинсон, 19676 - Robinson L . J . , Minima of eclipsing variables. Inf. Bull .

184. Роджерс и Иг-яесиас, 1992 - Rogers R.I . and Iglesias C .A . , Radiativeatomic Rosseland mean opacity tables, Astrophys. J.Suppl., 79, 507568.

185. Родоно, 1967 - Rodono M . , Studio fotometrico del sistema binario V 4771. Cyg, Catania Publ., № 98.

186. Poii, 1979 - Roy A . E . , Empirical stability criteria in the many - bodyproblem. In: Instabilities in Dynamical Systems, ed.Szebehely V. ,

188. Роман, 1952 - Roman N . G . , A study of the concentration of early- typestars in Cygnus, Astrophys.J. ,114, 492-499.

189. Романо, 1969 - Romano G. , Researches with the Schmidt telescopes. III.

190. Variable stars in the field of Gamma Cygni, Pubbl. Obser\'. astron.1. Padova, № 156, 3-4.

191. Р>'джо6инг, 1959, - Rudkjobing M.,The relativistic periastron motion of

192. DI Her, Ann. Astrophys., 22, 111-117.

193. Свечников M . A . , 1969, Каталог орбитальных элементов, масс исветимостей тесных двойных звезд, Свердловск, изд-во "Уральский рабочий".

194. Свечников М.А., 1986, Каталог орбитальных эле.ментов, масс исветимостей тесных двойных звезд, Иркутск, изд-во Иркутского университета.

195. Свечников M.А. и Тайдакова Т.А., 1984, О зависимости масса - спектрдля звезд главной последовательности, Астрой, ж., 61, 143-151.

196. Свинге, 1936 - Swings P.Z., Note sur la rotation axiale dans les étoilesdoubles spectroscopiques, Z.Asîrophys., 12, 40-46.

197. Сезер и др., 1982 - Cezer С , Gudur N . , Gulmen O., Photoelectric minimaand light curves of V478 Cyg, Commis. 27 I A U Infor. Bull. Var. 1. Stars, №2100, 1-3.

199. Astrophys. Suppl. Ser. 53, 363-372.

200. Семенюк, 1967 - Semeniuk I., Apsidal motion in binary systems. I. C O1.certae, an eclipsing variable with apsidal motion, Acta Astron., 17, 223-244.

201. Семенюк и Пачиньский, 1968 - Semeniuk I. and Paczynski В., Apsidalmotion in the binary systems. III. Model computations, Acta Astron., 18, 33-47.

202. Слеттебэк и Ховард, 1955 - Slettebak A . and Howard R.F . , Axial rotationin the brighter stars of Draper types B2-B5, Astrophys. J., 121, 102117.

203. Смак, 1967 - Smak J., The spectroscopic orbit of C O Lacertae, Acta1. Astron., 17, 245-253.

204. Смит, 1983 - Smith R.C. , A n Empirical Stellar Mass - Luminosity

205. Relationship, Observatory, 103, 29-31.

207. Стерн, 1939 - Sterne Т.Е., Apsidal motion in binary- stars. Monthly Not.

209. Страйжис В., 1977, Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс,1. Мокслас.

211. Ташпулатов H . , 1965, Фотографические наблюдения SS Ящерицы,

212. Перем. звезды, 15, 424-430,

213. Тиссеран, 1895 - Comptes Rendus 120, 125, ссылка из работы:

214. Мартынов Д.Я., 1939, Затменные переменные звезды, М.,

215. Редакция научно-технической литературы.

216. Тодоран, 1977 - Todoran I., Remarks on the apsidal motion of V 477

217. Cygni and DR Vulpeculae, Acta Astron., 27, 60-64.

218. Томаселла и Мунари, 1998 - Tomasella L . and Munari U . , Spectroscopicorbit of the ex-eclipsing binary SS Lacertae in the young open cluster

219. N G C 7209, Astron. Astrophys., 335,^561-564.

220. Томкин, 1983 - Tomkin J., Secondaries of eclipsing binary. V. E K Cephei,

222. Уайз, 1939 - Wyse A .B . , A n application of the method of least squares tothe determination of the photometric elements of eclipsing binaries.

223. Part 1. Derivation of formulae. Lick Observ. Bull., № 496, 17-27.

224. Форсайт Дж., Малькльм М., Моулер К., 1980, Машинные методыматематических вычислений, М., "Мир" .

226. Moshkalev V . G . , On the interconnection of the pulsational andorbital period values for binary- systems. Inf. Bull. Var. Stars. .Ne 1894, 1-4.

227. Халиуллин Х.Ф., 1982, E K Цефея. Элементы системы и движениелинии апсид, Астрон. цирк., № 1214, 3-5.

228. Халиуллин Х.Ф., 1983а, V541 Лебедя. Фотометрические элементы ивращение линии апсид, Астрой, цирк., № 1270, 1-4.

229. Халиуллин Х.Ф., 19836, Вращение линии апсид в затменной системе V1143 Лебедя, Астрой, цирк., № 1262, 1-3.

230. Халиуллин Х.Ф., 1983в, Релятивистское вращение орбиты затменнойдвойной системы ЕК Сер, Астрон. ж., 60, 72-82.

231. Халиуллин, 1985 - KhaliuUin Kh .F . , The unique eclipsing binary' system

232. V541 Cygni with relativistic apsidal motion, Astrophys. J., 299, 668-673.

233. Халиуллин Х.Ф., 1997a, Вращение линии апсид в тесных, двойныхсистемах, (в сборнике трудов под ред. А.Г.Масевич).

234. Халиуллин Х.Ф., 19976, Фотоэлектрические исследования затменныхдвойных звезд. Методы и результаты, докторская диссертация, М., 1. Г А И Ш МГУ, 1-290.

235. Халиуллин Х.Ф. и Халиул-иина А.И., 1989, Фотометрическоеисследование затменно-двойной системы с релятивистским вращением орбиты V 889 Aq l , Астрон. ж., 66, 76-83.

236. Халиуллин и Козырева, - Khaliullin Kh .F . , and Kozyreva V.S., Apsidalmotion in the eclipsing binary A S Cam, Astrophys. and Space Sci., 94, 115-122.

237. Халиуллин, Ходыкин, Захаров, 1991 - Khaliullin Kh .F . , Khodykin S.A.,

238. Zakharov A . L . , On the nature of the anomalously slow apsidal motion of

239. DI Herculis, Astrophys. J., 375, 314-320.

240. Халиуллина A.И., 1987, Фотометрическое исследование затменнодвойных звезде апсидальным вращением R U Моп и D R Vul , кандидатская дссертация, Москва, Г А И Ш МГУ.

241. Халиуллина А.И., Халиуллин Х.Ф., 1984, Итерационный методдифференциа-ньных поправок для анализа кривых блеска затменных двойных звезд, Астрон. ж., 61, 393-402.

242. Харманек, 1988 - Harmanec P., Stellar masses and radii based on modembinary data. Bull. Astron. Inst. Czech., 39, 329-345.

243. Хаффер, 1961 - Huffer С М . , private communication.

244. Хаффер и Коллинз, 1962 - Huffer С М . and Collins G . M . , Computationof elements of eclipsing binary stars by high-speed computing machines,

245. Astrophys., J . Suppl., 7, 351-410.

247. Photometry of stars in galactic cluster fields, Publ. US Naval Observ.,17, 476.

248. Ходыкин и Веденеев, 1996 - Khodyrin S. A . and Vedeneev V. G . , On thethird body hipothesis of the eclipsing binary system A S Camelopardalis,

250. Холопов H . H . и др., 1985-90, Общий Каталог Переменных Звезд, 4-еизд.

251. Хоффмейстер, 1921 - HolTmeister С , Mitteilungen ilber veränderliche

253. Хэггквист, Ойа, 1966 - Haggkvist L . , Oja Т., Photoelectric photometry ofbright stars. Ark . für Astron., 4, 137.

254. Хэйдидиметриу, 1981 - Hedjidemetriou J.D., The present status ofperiodic orbits, Celestial Mech., 23, 277-286.

255. Хэйс, 1978 - Hayes D.S., The absolute calibration of the H R diagram:fundamental effective temperature and bolometric corrections, l A U

256. Simp. № 80, eds. Davies P .A .G . and Hayes D.S., Reidel, Dordrecht,p. 65-76.

257. Хэррингтон, 1975 - Harrington R.S., Production of triple stars by thedynamical decay of smair stellar systems, Astron. J.,80, 1081-1086.

258. Хэррингтон, 1977 - Harrington R.S., A review of the dynamics of classicaltriple stars, Revista т е х . de Astr. у Astrofis., 3, 139-143.

259. Цесевич В.П., 1947, в кн. Зверев М.С., Кукаркин Б.В., Мартынов Д.Я.,

260. Паренаго П.П., Флоря Н.Ф. и Цесевич В.П., Переменные звезды,т.З, Гостехиздат, 190-345.

261. Цесевич В.П. (ред.), 1971, Затменные переменные звезды, М., "Наука",

262. Главная редакция физико - математической литературы.

263. Цераский, 1903 - Ceraski W., Découverte d'une variable 22.1903

264. Camelopardalis, Astron. Nachr., 162, 205-.

265. Чандрасекар, 1933 - Chandrasekhar S., The equilibrium of distortedpolitropes. Monthly Not. Roy. Astron. Soc, 93, 449-461.

266. Черепащук A . M . , 1985, Современные методы интерпретациишолюдешт тесных двойных систем, Бюлл. Абасту-м. астрофиз. о б е , 58, 11-24.

267. Шакура Н.И., 1985, О некоторых особенностях апсидальногодвижения в двойных звездных системах. Письма в Астрон. ж., 11, 536-541.

268. Шварцшильд, 1958 - Schwarzschild M . , Structure and evolution of thestars. New York: Dover Publ.

269. Шил.пер и Милоне, 1996 - Schiller S.J. and Milone E.F. , in Milone E.F. ,

270. Mermilliod J.C. (eds.), The Origin, Evolution and Destinies of Binary

271. Stars in Clusters, ASP Conference Series, 90, 123.

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

274. Шульберг A . M . , 1971, Тесные двойные звездные системы с шаровымикомпонента.ми, М., "Нау-ка".

275. Ш,епановская, 1955 - Szczepanowska А., The Eclipsing Variables Y Cam,

276. F H Ori, Z Per and the Variations of their Periods, Acta Astron. Ser.b, 2, 134-169.

277. Wide Double and Multiple Systems, Astron. J.,68, 483.3rreH, 1968 - Eggen O.J., Three color Photometry of 4000 Northern Stars,

278. Roy. Observ. Bull., № 137.3HeBappHa H ap., 1979 - Echevarria J., Roth M . , Warman J., Photometric study of trapezium-type systems. Rev. Méx., 4, 287-296.