Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов

Аввакумова, Екатерина Анатольевна

Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Аввакумова, Екатерина Анатольевна АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Екатеринбург МЕСТО ЗАЩИТЫ

2013 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов»

Автореферат диссертации на тему "Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов"

На правах рукописи

Аввакумова Екатерина Анатольевна

Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов

01.03.02 Астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

1 2 СЕН 2013

00553283/

Санкт-Петербург - 2013

005532832

Работа выполнена в Федеральном государственном автономном образовательном учреждении высшего профессионального образования "Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина"

Научный руководитель:

кандидат физико-математических наук, доцент по специальности, ЛОКТИН Александр Васильевич

Официальные оппоненты:

БОБЫЛЕВ Вадим Вадимович,

доктор физико-математических наук, заведующий лабораторией динамики Галактики Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук

АНТОХИНА Элеонора Артуровна,

кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник отдела звездной астрофизики Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова

Ведущая организация:

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астрономии Российской академии наук

Защита состоится 4 октября 2013 года в 11 час. 30 мин. на заседании диссертационного совета Д.002.120.01 Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАО РАН), но адресу: 196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан 29 августа 2013 года.

Ученый секретарь

диссертационного совета

Милецкий Евгений Викторович

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы

Двойные звезды весьма многочисленны и являются одним из немногих источников астрофизической информации об основных звездных параметрах. С точки зрения полноты информации наиболее интересными являются затменные переменные системы, которые одновременно наблюдаются как спектроскопические двойные звезды. Именно совокупность фотометрических и спектральных наблюдений позволяет получать полный набор физических характеристик компонентов пары.

Большинство затменных систем относят к тесным парам. Компонентами затменных тесных нар являются звезды самых разнообразных физических свойств, взаимодействие между ними приводит к возникновению эволюционных стадий, которые просто невозможны в случае одиночных звезд. Изучение физических параметров тесных двойных систем необходимо для проверки теории образования и эволюции звезд, дает возможность изучать строение звездных атмосфер, процессы аккреции, объяснять многообразие наблюдаемых типов звезд.

Исследования большого количества двойных систем, компоненты которых находятся на различных этапах эволюции, позволяют построить статистические или функциональные зависимости, связывающие эволюционный статус системы и физические характеристики ее компонентов. Таким образом, при достаточном количестве исследованных звезд возможно решение "обратной" задачи: если известно, на какой стадии эволюции находится двойная система, можно достаточно просто получить оценки физических параметров компонентов. Такая задача является актуальной, поскольку число открытых затменных систем увеличивается достаточно быстро благодаря многочисленным обзорам неба (OGLE, MACHO, ASAS-3 и т.д.). Для подавляющего большинства из них известен ограниченный набор наблюдаемых параметров, исследовать все такие системы привычными способами (анализ кривых лучевых скоростей и кривых изменений блеска) не представляется возможным. Это приводит к необходимости разработки методов определения эволюционного класса независимым способом.

При разработке функциональных и статистических зависимостей между эволюционной стадией и физическими параметрами компонентов двойной системы огромную роль играет точность, с которой получены характеристики звезд. К сожалению, до сих пор существуют двойные системы, для которых даже при наличии фотометрических и спектральных наблюдений получить уверенные оценки характеристик компонентов затруднительно. К таким системам относятся контактные массивные системы ранних спектральных классов.

Значения физических параметров компонентов таких систем из-

вестны неуверенно. Это связано с присутствием в окрестностях систем газового вещества общей оболочки. Причинами образования общей оболочки в данных системах могут служить как аккреция вещества через внутреннюю точку Лагранжа, так и звездный ветер с поверхности обоих компонентов.

В данный момент нет математических моделей течения и распределения газового вещества общей оболочки в контактных системах с ОВ компонентами сравнимых масс, структура течения не рассматривается при моделировании теоретических кривых блеска, следовательно физические параметры (радиусы, светимости, температуры) компонентов определяются неуверенно. Возникает необходимость изучить влияние околозвездного вещества вблизи массивных компонентов контактных систем ранних спектральных классов на результаты фотометрических наблюдений.

Цель диссертационной работы

1) Создание каталога затменных переменных звезд CEV (Catalogue of Eclipsing Variables), который содержит наблюдаемые величины двойных систем (фотометрические данные о блеске, период, спектральные классы), а также их эволюционные классы, определенные в рамках оригинальных исследований.

2) Анализ данных каталога CEV и разработка критериев определения эволюционного класса затменных переменных систем по ограниченному набору параметров, известных из наблюдений.

3) Определение эволюционного класса неклассифицированных систем каталога на основе значений наблюдаемых параметров затменных переменных звезд.

4) Анализ фотометрического проявления газовых потоков для контактных массивных систем ранних спектральных классов и выделение общего вклада околозвездной оболочки в наблюдаемые кривые изменения блеска.

Научная новизна

Создан каталог наблюдаемых характеристик затменных переменных систем CEV, определение эволюционного класса которых может быть проведено по данным наблюдений. Каталог содержит 7179 затменных переменных звезд и является на данный момент самым большим списком двойных систем с известным эволюционным состоянием компонентов.

Проведен анализ данных каталога и разработаны критерии автоматического определения эволюционного класса затменных переменных звезд на основе значений их наблюдаемых параметров: амплитуд изменения блеска, периода, спектральных классов и морфологического типа кривой блеска. Полученные критерии позволяют определять эволюционный класс затменных переменных звезд даже в случае неполного набора параметров. Число эволюционных классов, которые позволяет "распознать" классификатор, равно 17.

Метод классификации применен к системам каталога, эволюци-

онный статус которых неизвестен (4748 систем). Процент успешно классифицированных звезд достигает 74%. Для 198 систем не удалось определить эволюционный класс.

По результатам анализа данных каталога и классификации обнаружен ряд систем, применение критериев для которых неэффективно:

- незатменные системы, т.е. системы, переменность блеска которых вызвана изменением физических свойств звезд. При этом большинство этих звезд в ОКПЗ отмечены как затменные.

- Затменные переменные звезды с устаревшими и/или неправильными значениями наблюдаемых параметров.

Затменные переменные звезды, значения наблюдаемых параметров которых не позволяют отнести их ни к одному из известных эволюционных классов, опубликованный эволюционный статус компонентов ненадежен или не подтвержден. Все эти системы должны быть исследованы более детально на основе новых наблюдений (как фотометрических, так и спектроскопических).

- Затменные переменные звезды, компоненты которых находятся на редких эволюционных стадиях, а также редко наблюдаемые (из-за эффектов селекции) системы. Эти объекты представляют интерес в качестве тестов теории звездной эволюции.

В рамках диссертации впервые проведен анализ результатов решения кривых блеска четырех массивных контактных систем LY Aur, ВН Сеп, SV Сеп и V701 Seo, у всех четырех систем выделены фазовые интервалы, внутри которых фотометрические наблюдения звезд искажены присутствием газовой оболочки. Также показано, что в ряде случаев искажение излучения в общей оболочке может быть неселективно.

Теоретическая и практическая значимость

Созданный каталог затменных переменных звезд CEV может быть использован для всестороннего (в т.ч. статистического) изучения таких систем, а также для планирования наблюдений.

Полученные критерии определения эволюционного класса затменных переменных звезд могут быть использованы для классификации двойных, обнаруженных в больших обзорах неба, а также для определения физических параметров компонентов статистическими методами.

Системы, для которых критерии классификации оказались неэффективными, могут быть использованы как критические тесты для проверки теории звездной эволюции, как прототипы для новых классов двойных систем.

Все результаты, полученные при анализе результатов решения кривых блеска контактных массивных систем, могут быть использованы при разработке моделей, которые учитывают влияние газового вещества общей оболочки в окрестности систем на результаты фотометрических наблюдений.

Это, в свою очередь, позволит исследовать распределение и структуру газового вещества в окрестностях массивных контактных звезд и получать более точные оценки основных физических параметров компонентов.

Положения, выносимые на защиту

На защиту выносятся следующие результаты:

1) каталог наблюдаемых параметров затменных неременных звезд CEV, содержащий также эволюционные тины систем, определенные независимыми методами;

2) критерии определения эволюционного состояния компонентов затменных переменных звезд на основе значений их наблюдаемых параметров;

3) результаты классификации систем каталога CEV с неизвестным эволюционным классом, а также списки систем, потенциально интересных для исследований и наблюдений;

4) анализ результатов решения кривых изменения блеска контактных массивных систем ранних спектральных классов LY Aur, ВЫ Cen, SV Сеп и V701 Seo; фотометрические проявления околозвездного газового вещества, общие для четырех исследованных систем.

Степень достоверности и апробация результатов

Научные результаты и выводы достоверны, так как основаны на наблюдательных данных и современных объективных методах исследования, признанных как российскими, так и зарубежными учеными. Сравнительный анализ полученных результатов с опубликованными результатами других авторов показывает удовлетворительное согласие, что является подтверждением достоверности результатов.

Результаты работы докладывались на объединенных научных семинарах кафедры астрономии и геодезии и астрономической обсерватории им. К. А. Бархатовой Уральского федерального университета, на семинаре Института астрономии РАН, на семинаре лаборатории Композиционных методов и средств построения информационных систем Института проблем информатики РАН, на семинаре "Фундаментальные вопросы исследования и классификации тесных двойных систем в эпоху HIPPARCOS-GAIA" Коуров-ской астрономической обсерватории, а также были представлены на следующих конференциях:

— 32-я, 34-я, 35-я, 37-я, 40-я Международные студенческие научные конференции, Екатеринбург, Коуровская астрономическая обсерватория;

— "Astronomical data analysis software and systems (ADASS) XIII", Strasbourg, France, 12 - 15 October, 2003;

— "Solar and stellar physics through eclipses", Ankara University, ÖRSEM Campus, Side, Antalya, Turkey, 27 - 29 March, 2006;

— "Binary stars as critical tools and tests in contemporary astrophysics", Prague, Czecli Republic, 22 - 25 August, 2006;

— Всероссийская астрономическая конференция "Космические рубежи XXI века - ВАК 2007", Казань, 17 - 22 сентября 2007 г.;

— International workshop "Double and multiple stars: dynamics, physics, and instrumentation", Santiago de Compostela, Spain, 10 — 11 December 2009;

— "The third international school in astronomy: astroinformatics — virtual observatory", Belgrade, Serbia, 29 June — 01 July 2010;

— Всероссийская астрономическая конференция "От эпохи Галилея до наших дней ВАК 2010", Нижний Архыз, 12 — 18 сентября 2010 г.;

International workshop "Binaries inside and outside the local interstellar bubble", Santiago de Compostela, Spain, 10 — 11 February 2011;

— Научная конференция "Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы", ГАИШ МГУ, Москва, 28 мая - 1 июня 2012 г.;

— Xlth Hvar Astrophysical colloquium 'The most mysterious binaries: significance for astrophysics", Hvar, Croatia, 2-6 July 2012;

— "Pro-Am conference on stellar astrophysics: double stars, pulsating stars, exoplanets, supernovae", Onet le Chateau, R.odez, France, 28 September — 1 October 2012;

— Всероссийская молодежная астрономическая конференция "Наблюдаемые проявления эволюции звезд", Нижний Архыз, 15 — 19 октября 2012 г.

Личный вклад автора

В работах, посвященных каталогу затменных двойных систем (2 глава диссертации), автор принимала участие в проверке актуальности метода классификации Свечникова и др. [1], самостоятельно выполняла компиляцию каталога по данным ОКПЗ [2], поиск и обновление данных по оригинальным работам, статистический анализ данных каталога; составила список объектов, требующих наблюдений и/или дополнительных исследований, участвовала в постановке задачи и обсуждении результатов.

В работах, посвященных критериям классификации затменных переменных систем (3 глава) автор занималась разработкой критериев классификации, их проверкой, а также их применением для определения эволюционного класса неклассифицированных систем каталога.

Результаты этих глав опубликованы в работах [2*,3*,5*-8*,15*].

В работах, посвященных исследованию фотометрических проявлений газовых потоков в контактных массивных системах ранних спектральных классов (4 глава диссертации), автор составила выборку систем для анализа, нашла решение доступных кривых изменений блеска для каждой из систем, провела анализ кривых остаточных уклонений, принимала участие в обсуждении полученных результатов. Основные результаты 4-ой главы опубликованы в работах [1*,4*,9*-14*].

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка использованных источников (258 наименований) и четырех приложений. Полный объем диссертации 190 страниц машинописного текста, включая приложения, список литературы, 35 рисунков и 20 таблиц.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ

Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, сформулированы цели и задачи работы, ее научная новизна и практическая значимость, обоснована актуальность. Дается список результатов и положений, выносимых на защиту. Также приводится список публикаций по теме диссертации, личный вклад автора в совместные работы, апробация основных результатов. Рассматривается структура, объем и содержание диссертации.

Глава 1 посвящена методам исследования и определения эволюционной стадии, на которой находятся тесные двойные звезды.

В разделе 1.1 рассматривается классификация двойных звезд по методам обнаружения двойственности: затменные переменные, спектральные двойные, визуально-двойные и астрометрические. Отмечено, что совокупность спектральных наблюдений (кривые лучевых скоростей) и фотометрических наблюдений (кривые изменения блеска вследствие затмений) позволяет полностью описать свойства как двойной системы, так и ее компонентов.

В разделе 1.2 кратко изложена динамическая эволюция компонентов тесной двойной системы в модели эквипотенциальных поверхностей (поверхностей Роша). Перечислены основные ограничения, накладываемые на свойства двойной в этом случае. Указано, что тесные двойные звезды можно разбить на три класса: разделенные, иолуразделенные и контактные. Также дано описание физической классификации тесных двойных, которая учитывает не только отношение радиусов компонентов к радиусам критических полостей Роша, но также и положение компонентов тесных систем на диаграмме (Му, В-У).

Современная последовательность эволюционных классов разделенных, иолуразделенных и контактных систем дана в разделе 1.3.

В разделе 1.4 показано, что ироце;<уры определения физических параметров компонентов двойной системы зависят от эволюционного класса системы, так как именно он определяет модель, используемую для анализа наблюдений. Сделан вывод о необходимости разработки методов определения эволюционного класса звезд. Рассмотрена схема классификации затменных переменных звезд и определение их эволюционного класса в зависимости от значений только наблюдаемых характеристик, предложенная Свечниковым и др. [1]. Упомянуты основные достоинства и недостатки метода.

Раздел 1.5 посвящен особенностям массивных контактных звезд ранних спектральных классов: наблюдаемым проявлениям процессов аккреции и потерн вещества, а также их влиянию на эволюцию компонентов таких систем.

Вторая глава посвящена каталогу затменных переменных двойных систем и статистическому анализу данных каталога. Обосновывается необходимость использования автоматических схем определения эволюционного класса затменных систем по их наблюдаемым характеристикам. Изложены результаты проверки актуальности схемы классификации Свечникова и др. [1] на выборке наблюдаемых параметров затменных звезд на основе ОКПЗ [2]. Показано, что применение данной схемы позволяет однозначно определить эволюционный тип только для 40%-50% звезд. Это обосновывает необходимость усовершенствования критериев для определения классов затменных систем.

Раздел 2.1 посвящен процессу компиляции каталога, содержащего наблюдаемые характеристики и эволюционные классы затменных систем. В подразделе 2.1.1 перечислены основные параметры звезд, представленные в каталоге, а также использованные источники информации. В качестве основного источника использован ОКПЗ [2|. Для 1783 систем данные частично были взяты из оригинальных работ. Обнаружено, что переменность 29 систем, имеющих тип Е в основной части ОКПЗ, обусловлена не затмениями. Эти системы вынесены в отдельный список. В подразделе 2.1.2 перечислены источники информации об эволюционных классах систем. Использованы каталоги систем различных типов. Эволюционный класс систем в каталогах был определен авторами по оригинальным фотометрическим и спектроскопическим исследованиям.

Раздел 2.2 посвящен статистическому анализу распределений наблюдаемых параметров систем каталога различных эволюционных классов. В подразделе 2.2.1 представлено распределение классифицированных систем каталога в зависимости от морфологического типа кривой блеска. Как и следовало ожидать, разделенные и полуразделенные системы имеют типы ЕА или ЕВ, в то время как кривые блеска всех контактных систем (за исключением близких к контакту систем) принадлежат к Е\У морфологическому тішу. В подразделе 2.2.2 показано распределение систем различных классов в зависимости от значений амплитуды главного и вторичного затмения Аі, А2 относительно теоретических соотношений для систем с компонентами равных температур, равных радиусов, систем с одинаковыми компонентами и систем с компонентами на главной последовательности. Глубина главного затмения большинства разделенных систем не превышает 1111.5, а глубина вторичного затмения больше О111.4 только для разделенных систем главной последовательности. Среди полуразделенных систем каталога практически нет таких, глубина вторичного затмения которых превышала бы О111.6, с другой стороны,

амплитуда изменения блеска главного затмения у иолуразделенных систем достигает Зш и может быть больше. Среди контактных систем преобладают те, у которых разница глубин минимумов невелика. Максимальные значения амплитуды как главного, так и вторичного затмения примерно равны 1Ш. Также выделен ряд маргинальных систем, соотношение значений Aj и Л2 которых отличаются от большинства систем каталога. В подразделе 2.2.3 рассмотрено распределение систем различных классов в зависимости от значения орбитального периода и амплитуды главного минимума. Показано, что периодами больше 100 дней обладают только разделенные системы с компонентами на поздних стадиях эволюции. Орбитальные периоды иолуразделенных и разделенных систем, как правило, больше суток, но не превышают 50d. Периоды подавляющего большинства контактных систем меньше 1 дня, за исключением контактных систем с массивными компонентами ранних спектральных классов. Среди систем каталога найдены звезды с нехарактерными для своего класса значениями периодов. Подраздел 2.2.4 посвящен изучению распределения систем различных классов в зависимости от характера переменности периода. Показано, что большинство систем, имеющих какие-либо изменения периода, принадлежат к полуразделенным или контактным системам поздних спектральных классов. У половины этих систем изменения орбитальных периодов имеют циклический характер. Отмечено также, что в настоящий момент по данным каталога сложно делать выводы о причинах циклических изменений периода (присутствие третьего тела в системе и/или магнитная активность компонентов) из-за недостатка информации о спектральных классах и ряде других параметров. В подразделе 2.2.5 приведено распределение систем различных эволюционных классов с известной фазой вторичного минимума Minll—Mini, если она отлична от 0.5Р, а также с неравной продолжительностью затмений. Эти параметры являются индикаторами некруговых орбит. Указано, что примерно 75% от общего числа классифицированных систем каталога со сдвигом момента вторичного минимума относительно фазы 0.5Р принадлежат к разделенным системам главной последовательности. Подавляющее большинство из них имеют орбиты с ненулевым эксцентриситетом. То же самое касается и систем с неравной продолжительностью минимумов: примерно 80% от общего числа классифицированных систем с неравными друг другу значениями DI и DII входят в класс разделенных систем главной последовательности. Отмечено, что все системы, принадлежащие к другим эволюционным классам и имеющие в каталоге значения разности Minll—Minl^ 0.5 или DI^DII, проверены но литературе и собраны в отдельный список. В подразделе 2.2.6 показано распределение классифицированных систем каталога в зависимости от спектрального класса более горячего компонента и периода. Спектральный класс более горячего компонента разделенных систем может быть любым: от О до К, в редких случаях - позднее. Распределние спектрального класса горячего компонента но-

луразделенных систем более интересно: компоненты- белые карлики (температуры соответствуют классам О и редко В) входят в состав катаклизмиче-ских систем (тіш 82С), компоненты горячих полуразделенных систем имеют спектральные классы от ВО до В5. В диапазоне спектров от В5 до Е9 находятся все классические алголи. Самыми поздними спектральными классами главного компонента обладают холодные полуразделенные системы (БС). Таким образом, распределение спектральных классов более горячих компонентов полуразделенных систем выглядит как непрерывная последовательность эволюционный тип спектральный класс. Распределение спектральных классов контактных систем с учетом значений периодов в некотором приближении можно описать линейной зависимостью: чем меньше орбитальный период системы, тем позднее спектральный класс главного компонента. Самыми ранними спектральными классами и самыми длинными периодами обладают контактные системы с массивными компонентами большой светимости. За ними следуют контактные системы с компонентами умеренных масс и спектральных классов в диапазоне от позднего О до позднего В. Периоды таких систем меньше, чем у систем с компонентами-гигантами. Близкие к контакту системы, а также подтип А С\У систем обладают в среднем еще меньшими периодами и более поздними спектральными классами (от А до С). Нижнюю часть распределения занимают системы подтипа \¥ класса С\¥: наиболее короткие периоды и спектр главного компонента от С и позднее. Также отмечен ряд систем, соотношение периода и спектрального класса более горячего компонента которых отклоняется от общей картины. Такие системы выделены в отдельный список. В подразделе 2.2.7 исследовано распределение разделенных, полуразделенных и контактных систем каталога в зависимости от значений спектральных классов обоих компонентов. Поскольку в каталоге в качестве главного компонента выбрана более горячая звезда пары, то на диаграмме Єрі -8р-2 все системы лежат выше биссектрисы 8рі=8р2. Большинство разделенных систем с компонентами на главной последовательности, а также почти все подклассы контактных систем не отклоняются значительно от биссектрисы. Системы, в состав которых входит как минимум одна ироэво-люционировавшая от главной последовательности звезда, лежат значительно выше биссектрисы.

В разделе 2.3 обобщены результаты анализа данных каталога и приведены критерии, позволяющие определить эволюционный класс компонентов затменных переменных систем на основе значений их наблюдаемых параметров: морфологической формы кривой блеска, амплитуд изменения блеска, орбитального периода и спектральных классов и классов светимости одного или обоих компонентов. Отмечено, что увеличение числа классифицированных систем не приводит к значительному изменению диапазонов значений таких параметров, как амплитуды минимумов, периоды, спектральные классы. В отличие от метода Свечникова и др. [1], предложенные критерии

позволяют разделить выборку затмениых неременных систем на 17 различных эволюционных классов. Также разработанные критерии предполагают использование дополнительной информации, известной из наблюдений (хромосферная активность, фаза вторичного минимума, характер изменения периода) при определении эволюционных классов некоторых систем.

В разделе 2.4 обобщены основные результаты, полученные в главе 2.

Третья глава посвящена классификации затменных переменных систем на основе значений их наблюдаемых параметров.

В разделе 3.1 рассмотрен способ вычисления вероятности того, что классификация системы проведена верно. Оценка вероятности позволяет определить эволюционный класс системы в том случае, когда наблюдаемые параметры позволяют отнести двойную систему сразу к нескольким классам.

Следующий раздел 3.2 посвящен проверке эффективности критериев классификации. Для проверки была проведена переклассификация систем каталога с известным эволюционным классом. Перекласификация показала, что эффективность критериев зависит от набора используемых параметров: при полном (и почти полном) наборе процент правильно классифицированных систем достигает 83%. Кратко рассмотрены причины, по которым в ряде случаев эффективность критериев может быть ниже. Также в разделе приведены результаты применения критериев для каждого эволюционного класса. Отмечено, что для систем контактных классов эффективность критериев классификации минимальна.

В разделе 3.3 представлены результаты определения эволюционного класса неклассифицированных систем каталога. Показано, что при использовании полного набора параметров успешно могут быть классифицированы до 74% систем. Отмечено, что не всегда возникает необходимость использования для классификации полного набора параметров. Приведены примеры эффективной классификации при отсутствии некоторых наблюдаемых параметров. Также рассмотрены примеры систем, для которых наличие определенных наблюдаемых параметров является ключевым: в отсутствие информации об этих параметрах критерии классификации будут неэффективны.

Раздел 3.4 посвящен затменным переменным звездам, которые не были классифицированы при помощи разработанных критериев: - незатменные системы (подраздел 3.4.1);

- системы с устаревшими и/или неверными данными (подраздел

3.4.2);

- системы с противоречивой классификацией (подраздел 3.4.3);

- системы с компонентами, находящимися на редких (или редко-наблюдаемых) эволюционных стадиях (подраздел 3.4.4).

В разделе 3.5 обобщены основные результаты, полученные в гла-

ве 3.

В четвертой главе представлено исследование влияния газового вещества общей оболочки на наблюдаемые фотометрические кривые изменения блеска контактных массивных систем ранних спектральных классов.

Раздел 4-1 посвящен характеристикам исследуемых объектов: четырем контактным массивным системам ранних спектральных классов LY Aur, ВН Сеп, SV Сеп и V701 Seo. В подразделах 4.1.1 4.1.4 обсуждаются основные физические параметры компонентов каждой из систем, рассмотрены наблюдаемые проявления околозвездного газового вещества.

В разделе 4-2 дается понятие кривой остаточных уклонений и обосновывается целесообразность анализа остаточных уклонений для определения степени искажения фотометрических наблюдений околозвездным веществом. В подразделе 4.2.1 представлена модель двойной системы, которая была использована при расчете теоретических кривых блеска исследуемых звезд. Подраздел 4.2.2 содержит краткое описание обработки выборок остаточных уклонений и метода сравнения кривых при помощи корреляционного анализа.

Раздел 4-3 полностью посвящен результатам анализа кривых остаточных уклонений четырех исследованных звезд, а также их обсуждению. В подразделе 4.3.1 приведены кривые остаточных уклонений для LY Aur в фильтрах UBV и коэффициенты линейной корреляции между ними. Показано, что степень линейной корреляции высока. В подразделе 4.3.2 показаны кривые остаточных уклонений для ВН Сеп, построенные но наблюдениям двух разных эпох. Получены коэффициенты корреляции для кривых остаточных уклонении каждой эпохи по отдельности, а также проведено сравнение кривых остаточных уклонений двух эпох наблюдения между собой. Отмечено, что за период наблюдений системы происходит изменение распределения газового вещества вблизи системы, а получаемые из анализа фотометрических кривых блеска оценки радиусов зависят от этого распределения. Также указано, что степень влияния газового вещества на собственное излучение звезд зависит от фотометрической полосы наблюдения. В подразделе 4.3.3 представлены кривые остаточных уклонений SV Сеп для двух эпох наблюдений. Исследованы кривые остаточных уклонений для каждой из эпох наблюдений, а также проведено сравнение остаточных уклонений двух эпох наблюдений между собой. Отмечено, что степень влияния околозвездного вещества на собственное излучение звезд практически не зависит от фотометрической полосы, а распределение вещества вблизи компонентов может изменяться с течением времени. В подразделе 4.3.4 содержится исследование кривых остаточных уклонений двух эпох наблюдений V701 Seo, рассчитаны коэффициенты корреляции для каждой эпохи по отдельности, а также между остаточными уклонениями двух эпох. Показано, что искажение собственного излучения звезд в околозвездном веществе селективно. Также отмечено, что

отсутствует стационарное состояние общей оболочки на интервале времени между двумя эпохами наблюдений.

В разделе 4-4 даны результаты сравнения кривых остаточных уклонений четырех звезд между собой. В подразделе 4.4.1 рассмотрен способ выбора данных для сравнения, а также методика, по которой остаточные уклонения четырех звезд сравнивались. Показано, что кривые остаточных уклонений всех 4-х звезд можно разбить на три фазовых интервала, внутри которых и было проведено сравнение и рассчитаны коэффициенты корреляции. В иод-разделе 4.4.2 суммированы результаты сравнения кривых остаточных уклонений 4-х звезд внутри первого фазового интервала: 0Р-0.3Р. Анализ кривых остаточных уклонений на первом фазовом интервале показал, что существует линейная связь между остаточными уклонениями LY Лиг, ВЫ Сеп эпохи 1982 года и SV Сеп, которая наиболее уверенно выделяется в видимом диапазоне. Искажение излучения при этом может быть в большей степени неселективно. Кроме того, могут существовать общие механизмы в оболочках в окрестности ВН Сеп эпохи 1968 года, SV Сеп и V701 Seo эпохи 1986 года, приводящие к селективному искажению излучения (наиболее эффективному в синей и ультрафиолетовой области). В подразделе 4.4.3 проведено сравнение кривых остаточных уклонений звезд на втором фазовом интервале: 0.3Р-0.6Р. Во втором фазовом интервале на большинстве кривых остаточных уклонений присутствует общая деталь: минимум вблизи фазы 0.4Р. Его глубина на всех кривых остаточных уклонений зависит от фильтра, что указывает на общие селективные механизмы искажения излучения. Глубина минимума также различна у разных звезд, что характеризует степень влияния общих селективных механизмов на наблюдения различных звезд. Наиболее уверенно общее влияние искажения излучения проявляется на кривых остаточных уклонений LY Aur и SV Сеп, в меньшей степени на кривых остаточных уклонений ВН Сеп, а также на кривых V701 Seo эпохи наблюдения 1986 года. Подраздел 4.4.4 посвящен совместному анализу кривых остаточных уклонений на третьем фазовом интервале: 0.6Р 1Р. Отмечено, что общие механизмы искажения излучения выделяются на остаточных уклонениях LY Aur, SV Сеп и ВН Сеп эпохи 1982 года. Искажение излучения при этом скорее всего является селективным, поскольку у всех трех звезд на данном фазовом интервале прослеживаются изменения кривых остаточных уклонений при переходе от одного фильтра к другому. Кроме того, анализ всех коэффициентов корреляции показывает, что в данном фазовом интервале возможно выделить проявление двух типов общих механизмов искажения излучения. Первый тип наиболее эффективен в ультрафиолетовой области спектра, второй — в видимой области. Степень влияния каждого из них на наблюдения исследуемых звезд различна.

В разделе 4-5 обобщены основные результаты, полученные в главе 4.

В Заключении суммируются основные результаты работы, выносимые на защиту, приведены выводы, а также обсуждаются перспективы дальнейших исследований.

Диссертационная работа включает в себя также 4 приложения.

В приложении А приведена таблица формата представления данных в каталоге.

В приложение Б вынесен список систем, которые, по данным ОКПЗ, имеют один из типов Е, ЕА, ЕВ или Е\У, однако, согласно исследованиям других авторов (как правило, более свежим, чем данные ОКПЗ), принадлежат к переменным других типов пли же вообще не являются переменными. Всего представлена информация о 30 звездах.

Приложение В содержит список систем, наблюдательные параметры которых не позволяют однозначно определить эволюционный класс системы. Перечисленные системы, как правило, требуют проведения дополнительных наблюдений и исследований. Список содержит 39 систем.

В приложении Г дан список систем, определение эволюционного класса которых затруднительно из-за особенностей эволюции компонентов в таких системах. Всего в приложении собрана информация о 55 затменных переменных системах.

Благодарности

Работа была выполнена при финансовой поддержке некоммерческого фонда "Династия", Федерального агентства по образованию, (гос. кон. N П540 от 05.08.2009 и N П919 от 20.08.2009), Федерального агентства по науке и инновациям, (гос. кон. N 02.740.11.0247 от 07.07.2009) в рамках ФЦП "Научные и научно-педагогические кадры инновационной России "на 2009-2013 годы, гранта 12-07-00528 РФФИ, ФЦП "Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2007-2012 годы" (гос. кон. N 16.518.11.7074), "Исследования и разработки по приоритетным направлениям развития научно-технологического комплекса России на 2007-2013 годы" (гос. кон. N 14.518.11.7064), а также при финансовой поддержке молодых ученых УрФУ в рамках реализации программы развития УрФУ.

Работа выполнена с использованием баз данных SIMBAD и VizieR Страсбургского центра астрономических данных, международной базы данных переменных звезд VSX AAVSO, а также библиографической базы данных ADS NASA.

СПИСОК ПУБЛИКАЦИЙ

1* Снегирева Е. А. Исследование тесной массивной двойной системы LY Aur // Физика космоса. Тр. 32-й Международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 3 7 февр. 2003 г. — Екатеринбург : Изд-во Урал, ун-та, 2003. - С. 53.

2* Аввакумова Е. А., Тучин М. С. Создание каталога затменных переменных систем // Физика космоса. — Тр. 34-й Международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 31 янв. -■ 4 февр. 2005 г. Екатеринбург : Изд-во Урал, ун-та, 2005. - С. 233.

3* Malkov О. Y., Kilpio Е. Y., Snegireva Е., Tuchin М. Information system on binary stars // Astronomical Data Analysis Software and Systems (ADASS) XIII / Ed. by F. Ochsenbein, M. G. Allen, D. Egret. - Vol. 314 of Proc. ASP conf. ser., Strasbourg, France, 12 - 15 Oct., 2003. — San Francisco : ASP Conf. Ser., 2004. P. 233- 236.

4* Аввакумова E. А. Анализ результатов синтеза кривых блеска массивных тесных двойных систем // Физика космоса. — Тр. 35-й Международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв. - 3 февр. 2006 г. — Екатеринбург : Изд-во Урал, ун-та, 2006. - С. 240.

5* Malkov О. Y., Oblak Е., Snegireva Е. A., Torra J. A catalogue of eclipsing variables // Astron. Astrophys. - 2006. - Vol. 446. P. 785-789.

6* Malkov O. Y., Oblak E., Avvakumova E. A., Torra J. A procedure for the classification of eclipsing binaries // Astron. Astrophys. — 2007. Vol. 465. -P. 549 556.

7* Malkov O. Y., Oblak E., Avvakumova E. A., Torra J. Classification of eclipsing binaries // Solar and Stellar Physics Through Eclipses / Ed. by O. Demircan, S. O. Selam, B. Albayrak. - Vol. 370 of Proc. ASP conf. ser., Ankara University, ORSEM Campus, Side, Antalya, Turkey, 27 - 29 March, 2006. San Francisco : ASP Conf. Ser., 2007. - P. 181-187.

8* Oblak E., Malkov O. Y., Avvakumova E. A., Torra J. Procedure for the classification of eclipsing binaries // Binary stars as critical tools and tests in contemporary astrophysics / Ed. by W. I. Hartkopf, E. F. Guinan, P. Harmanec. Vol. 240 of Proc. IAU Symp., Prague, Czech Republic, 22 -25 Aug., 2006. 2007. - P. 265.

9* Аввакумова E. А. Анализ результатов решения кривых изменения блеска тесных массивных двойных систем // Космические рубежи XXI века

- ВАК 2007. - Тр. Международ, астрон. конф, Казань, 17 22 сент. 2007 г. — Казань : Изд-во Казанского гос. ун-та, 2007. С. 218.

10* Аввакумова Е. А. Тесная массивная двойная система раннего спектрального класса V701 Скорпиона // Физика космоса. Тр. 37-й Международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 28 янв. 1 февр. 2008 г. Екатеринбург : Изд-во Урал, ун-та, 2008. С. 248.

11* Аввакумова Е. А. Анализ результатов решения фотометрических кривых блеска тесных ОВ-звезд //От эпохи Галилея до наших дней ВАК 2010. — Тр. Международ, астрон. конф, Нижний Архыз, 12 18 сент. 2010 г. - 2010. -С. 87.

12* Аввакумова Е.А. Анализ результатов решения фотометрических кривых блеска контактных массивных двойных ОВ звезд. LY Возничего, ВН Центавра, SV Центавра // Астрон. журн. 2010. Т. 87, № 1. - С. 20 32.

13* Аввакумова Е. А. Анализ результатов решения фотометрических кривых блеска контактных массивных двойных ОВ звезд. V701 Скорпиона // Астрон. журн. - 2010. Т. 87, № 10. - С. 1021 1029.

14* Аввакумова Е. А. Исследование фотометрического проявления газовых потоков в тесных массивных двойных системах ранних спектральных классов // Физика космоса. Тр. 40-й Международ, студ. науч. конф., Екатеринбург, 31 янв. 4 февр. 2011г. Екатеринбург : Изд-во Урал, унта, 2011. С. 311.

15* Malkov О. Y., Avvakumova Е. A. Classification of eclipsing binaries: attractive systems // Cent. Eur. Astrophys. Bull. 2013. Vol. 37. P. 173 185.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ источников

1 Свечников М. А., Истомин Л. Ф., Грехова О. А. Разработкам применение простых критериев для массовой классификации затменных переменных звезд. I. Разработка критериев для массовой классификации затменных неременных звезд // Переменные звезды. -- 1980. Т. 21, № 3. - С. 399-412.

2 Samus N. N., Durlevich О. V., Kazarovets Е. V. et al. General Catalogue of Variable Stars (Samus- 2007-2010) // VizieR Online Data Catalog. - 2009. -Vol. 1. P. 2025. http://esoads.eso.org/abs/2009yCat____102025S.

Подписано в печать 03.07.2013 Формат 60 № 84 1/16. Заказ 10. Тираж 100 экз. Отпечатано с готового оригинал-макета в КМБ УралГАХА 620075, г. Екатеринбург, ул. Карла Либкнехта, 25

Текст научной работы диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Аввакумова, Екатерина Анатольевна, Екатеринбург

Министерство образования и науки Российской Федерации Федеральное государственное автономное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина"

На правах рукописи

04201361317

Аввакумова Екатерина Анатольевна

ИССЛЕДОВАНИЕ НАБЛЮДАЕМОГО РАСПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ТЕСНЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД РАЗЛИЧНЫХ ЭВОЛЮЦИОННЫХ

КЛАССОВ

01.03.02 - Астрофизика и звездная астрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель:

канд. ф.-м. н., зав. отд. звездной астрономии Александр Васильевич Локтин

Екатеринбург - 2013

СОДЕРЖАНИЕ

Введение..........................................................................................4

1 Тесные двойные звезды: методы исследования и определения эволюционной стадии 17

1.1 Классификация двойных звезд по методам обнаружения ............................17

1.2 Классическая физическая классификация двойных систем..........................18

1.3 Современная физическая классификация двойных систем ..........................21

1.4 Определение эволюционного класса затменных переменных систем ................25

1.5 Массивные контактные системы ранних спектральных классов ....................27

2 Каталог затменных переменных систем ..................................................31

2.1 Составление каталога затменных переменных звезд ..................................33

2.2 Статистический анализ данных каталога ..............................................35

2.3 Критерии для классификации затменных переменных систем ......................60

2.4 Обсуждение результатов и выводы к главе 2 ..........................................62

3 Классификация затменных переменных систем..........................................65

3.1 Определение вероятности классификации..............................................65

3.2 Проверка критериев классификации на системах с известным эволюционным классом ..........................................................................................68

3.3 Классификация систем каталога ........................................................74

3.4 Неклассифицированные системы ........................................................78

3.5 Обсуждение результатов и выводы к главе 3 ..........................................83

4 Влияние газового вещества общей оболочки на наблюдаемые фотометрические кривые изменения блеска контактных массивных систем ранних спектральных классов . . 86

4.1 Характеристики исследуемых объектов ................................................87

4.2 Метод анализа кривых остаточных уклонений ........................................91

4.3 Результаты анализа остаточных уклонений............................................93

4.4 Сравнение кривых остаточных уклонений..............................................111

4.5 Обсуждение результатов и выводы к главе 4 ..........................................129

Заключение ......................................................................................133

Список использованных источников ..........................................................137

Список иллюстраций............................................................................159

Список таблиц ..................................................................................161

Приложение А Формат каталога ............................................................162

Приложение Б Системы, признанные не затменными ....................................164

Приложение В Системы с противоречивой классификацией ............................168

Приложение Г Маргинальные системы ....................................................181

ВВЕДЕНИЕ

Актуальность работы

Двойные звезды весьма многочисленны и являются одним из немногих источников астрофизической информации об основных звездных параметрах. Наиболее важный параметр, характеризующий эволюцию звезды — масса, может быть с высокой точностью определен для компонентов двойных систем. Наблюдения двойных систем различными методами напрямую позволяют оценить радиусы, температуры и светимости компонентов, следовательно, связать между собой массы и наблюдаемые значения остальных параметров и перенести их на определение физических характеристик одиночных звезд.

Наблюдаемое разнообразие двойных звезд можно разделить на несколько классов в зависимости от методов, которыми открыта или исследуется двойственность объекта (аст-рометрические, спектроскопические, фотометрические и т.д.). Каждый из методов наблюдения и изучения систем предоставляет определенный набор данных, например, параметры орбиты, массы и другие характеристики компонентов. С точки зрения полноты информации наиболее интересными являются затменные переменные системы, которые одновременно наблюдаются как спектроскопические двойные звезды. Именно совокупность фотометрических и спектральных наблюдений позволяет получать полный набор физических характеристик компонентов пары.

Возникновение затмений в двойной системе накладывает на ориентацию орбиты и расстояние между компонентами пары достаточно сильные ограничения: чем шире пара, тем меньше плоскость орбиты должна отклоняться от луча зрения. Это приводит к тому, что большинство затменных систем относят к тесным парам, в которых эволюция одного из компонентов рано или поздно начинает влиять на эволюцию другого. Компонентами затменных тесных пар являются звезды самых разнообразных физических свойств, взаимодействие между ними приводит к возникновению эволюционных стадий, которые просто невозможны в случае одиночных звезд. Исследование эволюции и физических параметров тесных двойных систем необходимо для проверки теории образования и эволюции звезд, дает возможность изучать строение звездных атмосфер, процессы аккреции, объяснять многообразие наблюдаемых типов звезд.

Динамическая эволюция тесной двойной системы в целом может быть описана через решение ограниченной задачи трех тел. Основы такого подхода были заложены в работах

Kuiper [1] и Kopal [2]. В этом случае выделяют три основных этапа эволюции и, следовательно, три типа двойных систем:

— разделенные пары, в которых оба компонента находятся внутри своих критических поверхностей Роша, и эволюция каждого из них может быть описана как эволюция одиночной звезды;

— полуразделенные пары, в которых один из компонентов заполняет свою полость Роша, и вещество его поверхности может быть захвачено гравитационным полем спутника, в результате возникает процесс переноса массы с одного компонента на другой;

— контактные системы, в которых оба компонента заполняют свои критические полости Роша.

Появление такого способа описания двойных систем позволило перейти к решению обратной задачи при анализе наблюдений затменных звезд и разработать ряд математических моделей для систем, содержащих компоненты разных физических свойств. История развития методов и обзор современных способов анализа наблюдений в рамках как простой модели двойной системы, так и моделей, учитывающих физические эффекты, возникающие в ходе эволюции компонентов пары, а также свойства орбиты двойной, можно найти в обзоре Wilson [3].

Наблюдаемые эволюционные стадии двойных систем не могут быть объяснены только в рамках геометрической модели. Кроме того, простое геометрическое описание не позволяет построить непрерывную самосогласованную эволюционную последовательность, которая включала бы все известные типы тесных двойных звезд.

Одна из первых физических теорий эволюции компонентов в тесных парах была предложена Свечниковым в работах [4, 5]. Данная схема объединяет наблюдаемые характеристики систем, а именно положение компонентов на диаграмме цвет-звездная величина, с геометрическим описанием положения компонентов внутри критических полостей Роша. Предложенная схема позволила выделить среди разделенных, полуразделенных и контактных систем подклассы, объединенные физическими свойствами компонентов (например контактные системы поздних и ранних спектральных классов). Появилась возможность по результатам анализа совокупности наблюдаемых характеристик (кривые лучевых скоростей, спектры, кривые изменения блеска) определять стадию эволюции, на которой находится конкретная система.

Исследования большого количества двойных систем, компоненты которых нахо-

дятся на различных этапах эволюции, позволяют построить статистические или функциональные зависимости, связывающие эволюционный статус системы и физические характеристики ее компонентов. Таким образом, при достаточном количестве исследованных звезд возможно решение "обратной" задачи: если известно, на какой стадии эволюции находится двойная система, можно достаточно просто получить оценки физических параметров компонентов. Такая задача является актуальной, поскольку число открытых затменных систем увеличивается достаточно быстро благодаря многочисленным обзорам неба (OGLE, MACHO, ASAS-3 и т.д.). Для подавляющего большинства из них известен ограниченный набор наблюдаемых параметров, исследовать все такие системы привычными способами (анализ кривых лучевых скоростей и кривых изменений блеска) не представляется возможным. Это приводит к необходимости разработки способов определения эволюционного класса независимым способом. Решение задачи позволит:

— определить физические параметры большого количества звезд;

— уточнить функциональные зависимости, связывающие эволюционные стадии двойных систем и физические параметры их компонентов.

Один из таких способов был предложен Свечниковым и др. [6]: физическая классификация затменных переменных звезд по ограниченному набору только наблюдаемых параметров систем. Схема классификации была разработана на основе статистического анализа данных каталога [4] и связала между собой эволюционные классы двойных звезд с амплитудами минимумов кривой блеска, периодом и спектральным классом более яркого компонента. Простые критерии классификации были составлены на основе информации о 367 системах.

Однако за последние 30 лет открыто и исследовано большое количество тесных двойных систем, наблюдаемые параметры которых и/или эволюционные стадии остаются за пределами предложенной схемы (например, рентгеновские массивные и рентгеновские маломассивные системы). Таким образом необходима разработка новой системы определения эволюционного класса двойных на основе наблюдаемых характеристик.

При разработке функциональных и статистических зависимостей между эволюционной стадией и физическими параметрами компонентов двойной системы огромную роль играет точность, с которой получены характеристики звезд. К сожалению, до сих пор существуют двойные системы, для которых даже при наличии фотометрических и спектральных наблюдений получить уверенные оценки масс, радиусов, температур и светимостей компонентов затруднительно. К таким системам относятся контактные массивные системы ранних

спектральных классов.

В настоящее время (и в рамках данной диссертации) контактные ОВ системы можно разделить на два подкласса: массивные гиганты с компонентами, массы которых превышают 15ШТ0 и системы с компонентами умеренных масс (примерно 10ШТ©) на главной последовательности. Эти подклассы систем можно достаточно уверенно разделить по значениям наблюдаемых параметров. Однако значения физических параметров компонентов таких систем известны неуверенно. Это связано с присутствием в окрестностях систем газового вещества общей оболочки. Причинами образования общей оболочки в данных системах могут служить:

— процесс аккреции вещества, однако оба компонента, как правило, сравнимы по массам и в момент начала перетекания вещества с более массивного компонента спутник близок к заполнению своей полости Роша, что приводит к невозможности образования аккреционного диска. Структура течения и распределение вещества общей оболочки таких систем изучены плохо.

— Звездный ветер; оба компонента относятся к звездам ранних спектральных классов, интенсивное истечение вещества может наблюдаться одновременно с поверхности обоих компонентов. Детали влияния звездного ветра обоих компонентов на распределение вещества в окрестностях компонентов, а также на процесс аккреции неизвестны с достаточной точностью.

В данный момент нет математических моделей течения и распределения газового вещества общей оболочки в контактных системах с ОВ компонентами сравнимых масс, структура течения не рассматривается при моделировании теоретических кривых блеска, следовательно физические параметры (радиусы, светимости, температуры) компонентов определяются неуверенно. Это приводит к сложностям при параметризации таких звезд, когда параметры систем, классифицированных как контактные ранних спектральных классов, определяются на основе только наблюдаемых величин.

Следовательно возникает необходимость изучить влияние околозвездного вещества вблизи массивных компонентов контактных систем ранних спектральных классов на результаты фотометрических наблюдений.

Цель диссертационной работы

1) Создание каталога затменных переменных звезд CEV (Catalogue of Eclipsing Variables), который содержит наблюдаемые величины двойных систем (фотометрические

данные о блеске, период, спектральные классы), а также их эволюционные классы, определенные в рамках оригинальных исследований.

2) Анализ данных каталога СЕУ и разработка критериев определения эволюционного класса затменных переменных систем по ограниченному набору параметров, известных из наблюдений.

Научная новизна

Создан каталог наблюдаемых характеристик затменных переменных систем СЕУ, определение эволюционного класса которых может быть проведено по данным наблюдений. Каталог содержит 7179 затменных переменных звезд и является на данный момент самым большим списком двойных систем с известным эволюционным состоянием компонентов.

Метод классификации применен к системам каталога, эволюционный статус которых неизвестен (4748 систем). Процент успешно классифицированных звезд достигает 74%. Для 198 систем не удалось определить эволюционный класс.

— незатменные системы, т.е. системы, переменность блеска которых вызвана изменением физических свойств звезд. При этом большинство этих звезд в ОКПЗ отмечены как затменные.

— Затменные переменные звезды с устаревшими и/или неправильными значениями наблюдаемых параметров.

— Затменные переменные звезды, значения наблюдаемых параметров которых

не позволяют отнести их ни к одному из известных эволюционных классов, опубликованный эволюционный статус компонентов ненадежен или не подтвержден. Все эти системы должны быть исследованы более детально на основе новых наблюдений (как фотометрических, так и спектроскопических).

— Затменные переменные звезды, компоненты которых находятся на редких эволюционных стадиях, а также редко наблюдаемые (из-за эффектов селекции) системы. Эти объекты представляют интерес в качестве тестов теории звездной эволюции.

В рамках диссертации впервые проведен анализ результатов решения кривых блеска четырех массивных контактных систем LY Aur, ВН Cen, SV Сеп и V701 Seo, у всех четырех систем выделены фазовые интервалы, внутри которых фотометрические наблюдения звезд искажены присутствием газовой оболочки. Также показано, что в ряде случаев искажение излучения в общей оболочке может быть неселективно.

Теоретическая и практическая значимость

Все результаты, полученные при анализе результатов решения кривых блеска контактных массивных систем, могут быть использованы при разработке моделей, к�