Изучение изменяемости периодов цефеид тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

•' На правах рукописи

УДК 524.3

ИГНАТОВА ВИКТОРИЯ ВЛАДИМИРОВНА ИЗУЧЕНИЕ ИЗМЕНЯЕМОСТИ ПЕРИОДОВ ЦЕФЕИД

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

Автореферат диссертации на соискание ученой степени

кандидата физико-математических наук

САНКТ-ПЕТЕРБУРГ - 2000

Работа выполнена в Государственном Астрономическом Институте имени П.К.Штернберга Московского Государственного Университета имени М.В.Ломоносова и на кафедре астрономии Ташкентского Государственного Университета имени Мирзо Улугбека.

Научные руководители:

Доктор физико-математических наук

Доктор физико-математических наук

Официальные оппоненты:

Доктор физико-математических наук

Доктор физико-математических наук

Бердников Л.Н. (ГАИШ МГУ)

Нуритдинов С.Н. (ТашГУ)

Ефремов Ю.Н. (ГАИШ МГУ)

Самусь Н.Н. (ИНАСАН)

Ведущая организация:

Астрокосмический Центр Физического Института Академии Наук имени П.Н.Лебедева

Защита состоите« "Л" _ 2000 г. в (( час. && мин. на

заседании Специализированного Совета (шифр К 002.92.01) Главной Астрономической Обсерватории РАН. Адрес: 196140, Санкт-Петербург, Пулково, ГАО РАН.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

„ ^ л?

Автореферат разослан /" ^ с— 2000 г.

Ученый секретарь Специализированного Совета кандидат физико-математических наук

Наговицин Ю.А.

ВббЪ^З -

{ 03 /

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы. Цефеиды являются главными индикаторами расстояний, поэтому результаты изучения любых их характеристик представляют большой интерес.

Исследования периодов цефеид важны, прежде всего, для теории поздних стадий эволюции звезд и теории звездных пулыашш, позволяя получить едва ли не единственны* прямые наблюдательные данные. пригодные для проверки выводов гпг' теорий. Данные об изменяемости периодов нужны также для сфазирования кривых изменения блеска и лучевой скорости при вычислениях радиусов цефеид, ибо одновременных фотометрических и спектральных рядов наблюдений для большинства звезд этого типа не существует. Таким образом, тема данной диссертационной работы - исследование периодов цефеид -является весьма актуальной.

Согласно теории, эволюционные треки цефеид, пересекая полосу нестабильжктн. идут не параллельно линиям постоянных периодов, что должно приводить к прогрессивным изменениям периодов пульсаций. Если звезда, перемещаясь вдоль эволюционного трека, движется внутри полосы нестабильности слева направо, то период ее пульсаций должен возрастать, если же - справа налево, то период Судет уменьшаться. Поиск закономерностей в изменениях периодов цефеид и является главной задачей данной диссертационной работы. При этом очень важно охватить исследованиями как можно больший интервал времени.

Изучение изменяемости периодов основано на анализе диаграмм О С. л самым точным методом определения остатков О С является метод Герцшпрунга. Изменяемость периодов цефеид неоднократно подвергалась изучению, однако, из-за большой трудоемкости метод Герцшпрунга в эпоху ручных вычислений широкого распространения но

получил. Не изменилась ситуация и с появлением ЭВМ - по-видимому, но удавалось решить до конца проблемы, связанные с машинной реализацией этого метода. Недавно все эти проблемы были решены [1], и появилась возможность провести исследование изменяемости периодов цефеид на гораздо более высоком уровне, чем это делалось до сих пор.

Таким образом, актуальность нового изучения стабильности периодов пульсаций цефеид сомнений не вызывает.

Цель работы. Ставятся и решаются следующие задачи:

1. Для всех ярких, главным образом, северных цефеид, на горе Май-данак провести новые фотоэлектрические наблюдения в широкополосной системе ВУШ.

2. Получить фотографические наблюдения для избранных цефеид.

3. Собрать из литературы и преобразовать в электронную форму все опубликованные фотометрические наблюдения для 205 цефеид.

4. Обработать методом Герцшпрунга все собранные наблюдения и построить диаграммы О-С для 205 цефеид.

5. Исследовать О-С диаграммы с целью обнаружения эволюционных изменений периодов цефеид.

6. Рассчитать теоретические скорости изменений периодов, используя опубликованные эволюционные треки цефеид.

7. Сравнить теоретические и наблюдаемые скорости эволюционных изменений периодов цефеид.

8. Уточнить средние периоды всех исследованных цефеид.

Научная новизна. В процессе выполнения работы был получен ряд новых результатов:

1. Получен достаточно большой ряд фотоэлектрических наблюдений цефеид, содержащий 9063 ВVIII измерения блеска 221 звезды этого типа; при этом 9 цефеид ранее фотоэлектрически не наблюдались вообще.

2. Создан электронный каталог опубликованных фотографических и визуальных измерений блеска цефеид, содержащий 275320 наблюдений для 205 звезд этого типа.

3. Создан самый полный и самый точный на сегодняшний день каталог 6920 моментов максимального блеска 205 цефеид.

4. Обнаружено, что дополнительно к 31 известной цефеиде, периоды еще ,38 цефеид испытывают эволюционные изменения.

5. Получены новые и уточнены старые параболические элементы для 69 цефеид.

6. Уточнены средние периоды всех 205 цефеид.

7. Вычислены теоретические скорости изменений периодов цефеид.

8. Обнаружено хорошее согласие теоретических и наблюдаемых скоростей эволюционных изменений периодов цефеид.

9. Обнаружено, что 3 звезды, ранее числившиеся цефеидами, таковыми не являются.

з

Научная и практическая значимость. Полученные результаты могут быть использованы:

- при организации программ наблюдений цефеид;

- при вычислении радиусов цефеид методом Бааде-Весселикка для фазировки кривых блеска и лучевых скоростей;

- при уточнении зависимости период-светимость;

- для сравнения с результатами теории звездной эволюции и теории радиальных пульсаций сверхгигантов;

- в ВУЗах при организации учебного процесса для студентов соответствующих специальностей в качестве фактического материала для лекционных или лабораторных занятий;

Апробация. Представленная работа отражает содержание 16 публикаций. Практически все полученные результаты были представлены на конференциях:

1. "Памяти П.П.Паренаго и Д.Я.Мартынова" (Москва, 1996);

2. "A half century of stellar pulsation interpretations" (Los Alamos, 1997);

3. Ill съезд EAAO (Москва, 1997);

4. "Impact of large-Scale Surveys on pulsating star research" (Budapest, 1999);

5. "Б.В.Кукаркин: переменные звезды - ключ к пониманию структуры и эволюции Галактики" (Москва, 1999);

а также докладывались на семинарах в ГАЙШ и на кафедре астрономии ТашГУ.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Результаты выполнения программы фотоэлектрических наблюдении: 90Г>Л BYRI-измерений блеска лля 221 цефеиды.

2. Создание каталога старых фотометрических наблюдений, содержащего 275326 фотографических и визуальных оценок блеска для 205 цефеид.

3. Создание каталога вычисленных методом Герцшпрунга 6920 моментов максимального блеска для 205 цефеид.

4. Обнаружение эволюционных изменений периодов у 38 цефеид.

5. Новые квадратичные элементы изменения блеска для G9 цефеид.

G. Результаты сравнения теоретических и наблюдаемых изменений периодов цефеид.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит sn введения, четырех глав, заключения, списка литературы, содержащего 801 наименование, и трех приложений. Объем основной части диссертации - 110 страниц, включая 25 рисунков, 3 таблицы и 2-3 страницы списка литературы. Приложения к диссертации объемом 55 страниц включают 9063 фотоэлектрических наблюдений 221 цефеиды за 19951998гг., 716 фотографических наблюдений 4 цефеид, каталог 6920 моментов максимального блеска для 205 цефеид.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ Во Введении обосновывается актуальность темы, сформулированы основные пели исследования, обсуждается научная новизна и практическая ценность полученных результатов. Кратко изложено содержание работы и приведены основные положения, выносимые на защиту. Указан личный вклад автора в работы, выполненные в соавторстве.

В Главе I (" Методика изучения изменяемости периодов цефеид'1) обсуждается связь характера изменений периодов с формой диаграммы О С и рассматриваются методы определения моментов максимального блеска.

Для изучения постоянства периодов применяется следующий метод. Если период постоянен, то все наблюденные моменты максимумов должны представляться формулой:

М ~ М0 + РЕ, (1.1)

где М - эфемеридный момент максимума, Мй - начальная эпоха, Р -период, Е - целое число, номер максимума.

Разности наблюденных (О) и вычисленных по такой формуле (С) моментов максимального блеска О — С представляются графически в зависимости от времени (номера эпохи Е или юлианской даты Л)). По виду этого графика можно судить о постоянстве или изменяемости периода. Если период звезды постоянен, то все значения остатков О-С должны располагаться вблизи прямой линии внутри полосы определенной ширины, пределы которой зависят от точности определяемых из наблюдений моментов максимума. Если период звезды известен точно, то прямая со значениями О С идет параллельно оси абсцисс.

Если значение периода в формуле (1.1) завышено, то наблюденный момент максимума блеска наступает раньше вычисленного, и величина остатка О-С будет уменьшаться с течением времени. Поэтому прямая, вдоль которой располагаются остатки О-С, будет иметь отрицательный наклон. Если же значение периода в формуле (1.1) занижено, то наблюденный момент максимума блеска будет наступать позже вычисленного, п величина остатка О-С будет увеличиваться со временем. Поэтому прямая, вдоль которой располагаются остатки О-С, будет иметь положительный наклон. Нередко встречаются звезды, у которых график остатков О С имеет вид отрезков прямых линнй. В таком

случае можно считать, что период звезды меняется скачкообразно, а в промежутках между скачками сохраняется постоянным. Бывают случаи. когда остатки О-С изменяются плавно, постепенно нарастая или уменьшаясь со временем. Кривая изменения иногда похожа на параболу, ветви которой направлены вверх или вниз; это означает, что период звезды увеличивается или уменьшается пропорционально времени:

В этом случае для представления моментов максимума блеска выбирается параболическая формула, содержащая квадратичный член:

Иногда период изменяется неправильно, и график О-С имеет причудливую форму.

Изучение изменяемости периодов цефеид основано на анализе диаграмм О С, а наиболее точным способом определения момента максимального блеска является метод Герцшпрунга [2].

Идея метода Герцшпрунга заключается в том, что обрабатываемая средняя кривая совмещается методом наименьших квадратов с истинной (стандартной) кривой, в качестве которой принимается кривая, построенная по наиболее точным, например фотоэлектрическим, наблюдениям, максимум блеска которой установлен на фазу "нуль". Величина сдвига, при котором достигается совмещение стандартной кривой с наблюдениями, и дает значение остатка О-С. При этом, конечно, наблюдения предварительно должны быть переведены в фотометрическую систему стандартной кривой.

К достоинствам метода Герцшпрунга следует отнести также возможность вычисления ошибок моментов максимального блеска, а к недостаткам - большой объем вычислений, который, вероятно, и явился причиной того, что в эпоху ручных вычислений метод Герцшпрунга широкого распространения не получил.

Г = Р0 + «Е.

(1.2)

М = М0 + РаЕ + аЕ\

(1.3)

Берднпковым [1] был предложен компьютерный вариант реализации метода Герцшпрунга, где вее проблемы, возникающие при ручном применении этого метода, были решены, и появилась возможность провести исследование изменяемости периодов цефеид на гораздо более высоком уровне, чем это делалось до сих пор.

В Главе II ("Используемый наблюдательный материал") кратко описана методика фотографических и фотоэлектрических наблюдений цефеид и приведены их результаты, а также описана процедура сбора всех старых фотометрических наблюдений цефеид.

При изучении изменяемости периодов цефеид очень важно охватить наблюдениями как можно больший интервал времени. Исходя из этого, перед нами была поставлена задача собрать все старые фотометрические наблюдения цефеид из литературы, и провести новые фотоэлектрические наблюдения для всех ярких, главным образом, северных цефеид. Кроме того, предполагалось получение фотографических наблюдений для некоторых цефеид.

Мы проводили фотоэлектрические наблюдения цефеид на 60-см рефлекторе высокогорной Майданакской Обсерватории Ташкентского Астрономического института АН Республики Узбекистан. Прекрасный астроклимат горы Майданак почти всегда позволяет использовать методику "all sky", в результате чего за пять наблюдательных сезонов 1995-1998 годов удалось получить 9063 измерения блеска 221 объекта, которые в ОКПЗ числились цефеидами или подозревались в принадлежности к ним. При этом фотоэлектрические наблюдения для 9 недавно открытых цефеид (V553 Cas, V834 Cas, CK Cam, V2388 Opli, GSC 3596.0433, GSC 3706.0312, GSC 4019.3103, GSC 4020.0751, GSC 4052.0231,) получены впервые. Анализ полученных нами наблюдений позволил установить, что цефеида V2388 Oph принадлежит ко второму типу звездного населения, то есть является цефеидой типа W Vir.

а звезды EV Aur и V1359 Aql, которые прежде чнслпшеь цефеидами, таковыми не являются: скорее всего, они принадлежит к полуправильным переменным звездам типа UU Her u SRD соответственно. Кроме того. Y7G5 А<|1, скорее всего, тоже является полуправнлышй неременной.

Для большинства цефеид измерения проводились в фильтрах В, V и R. а иногда н в фильтре I. Точность наблюдений оценена по измерениям постоянных звезд: в интервале блеска V от 7"'до 14т для V, B-V, V-R и V-I среднеквадратичные ошибки одного измерения составляют О'".007. ()'" (JOG, 0"".007 н 0 ".0(18, соответственно.

Все полученные нами фотоэлектрические наблюдения приведены в приложении 1.

Общепринятый метод Нейланда-Блажко использовался мною для оценок блеска цефеид на пластинках, хранящихся в фототеке ГАИШ МГУ. Результаты фотографических наблюдений по московским пластинкам 716 оценок блеска для цефеид EY Aql. V14G7 Cyg, GY Sge и ET Yul - приведены в приложении 2.

По картотеке ГАИШ был проведен попек литературных данных для 205 наиболее ярких, главным образом, северных цефеид. Отбирали«, ссылки на первоисточники, в которых были опубликованы фотометрические наблюдения этих цефепд или моменты их максимального блеска. В библиотеке ГАИШ имеется практически вся мировая литература но переменным звездам и практически все визуальные, фото-1 рвфнче< кие н фотоэлектрические наблюдения и моменты максимального блеска были найдены. Таблицы наблюдений сканировались и с помощью программы оптического распознавания текстов (FineReader) превращались в электронную форму.

В результате этого был создан электронный ката юг старых фотометрических наблюдений цефеид, содержащий 27532G фотографических и визуальных оценок блеска для 205 цефеид. Каталог доступен

пользователям сети INTERNET по ftp адресу: ftp://lnfml.sai.msu.ru:

/pub/PEOPLE/berdnik/Cepheids/01d_Observations_Catalogue

Все исследования, результаты которых описаны ниже, основаны на этом каталоге.

Глава III ("Построение О С диаграмм") посвящена построению и анализу О С диаграмм.

Все собранные наблюдения, в том числе и полученные нами фотоэлектрические и фотографические измерения блеска, были обработаны методом Герцшпрунга. В результате этого был создан самый полный и самый точный на сегодняшний день каталог моментов максимального блеска, содержащий G920 максимумов для 205 цефеид, который доступен по ftp адресу:

ftp://Infml.sai.msu.ru:/pub/PEOPLE/berdnik/Cepheids/MAX_Catalogue

и который полностью приведен в приложении 3.

Данные нашего каталога моментов максимального блеска использовались для построения диаграмм О-С. Для некоторых цефеид использовались также немногочисленные опубликованные моменты максимального блеска - в тех случаях, когда сами наблюдения, по которым эти максимумы были определены, не обрабатывались нами методом Герцшпрунга, потому что опубликованы не были. В результате этого для изучаемых звезд удалось построить самые полные и самые точные на сегодняшний день О-С диаграммы.

Согласно О-С диаграммам, 69 цефеид показывают эволюционный характер изменений периодов, то есть их периоды пульсаций изменяются пропорционально времени. При этом для 52 цефеид (т Ant, и а.,1,

S2 Aql. FM Aql, Ч Aql, SY Aiir, ER Aur. GI Car, RS Cas, RY Cas, SY Cas. SZ Cas,

CH Cas, CP Cop, RZ С M il, TW CMa. TX Cyg. VX Cyg, VY Cyg. CD Cyg. IY CyR. MW Cyg, V1726 Сук, ¡i Dor, UY Kri, RR Lac, V473 Lyr, T Mull, SV Mon, L'Y Мои, V Nor, Y Oph, RS Ori.GQ Ori. SV Per.lTY Prr, BM Per, X Pup. AQ Pup. I!Y Seo. Z Set. RU Set, SS Set. TY Si t, U SRr. W SKr. X Sgr. VY Sgr, V350 SKr, EU Tin., ,> UMi. S Vul)

период со временем увеличивается, а для 17 (an лиг, до Aur, cy Am-,

RW Cas, VV Cas, i Сер, VZ Cyg, W Gem. RZ Gem, С Gem, V Lac, UU Mus, BF Oph, UX Per. R TrA, T Vul, SV Vul) .уменьшается.

Полученные нами обширные данные подтверждают особенности О С диаграмм, обнаруженные ранее [3, 4] на небольшом материале: в тех случаях, когда наблюдений достаточно много, и точки на графиках равномерно покрывают весь интервал наблюдений, видно, что эволюционные изменения периодов часто сопровождаются циклическими волнообразными колебаниями остатков О-С (с продолжительностью цикла 10-20-30 лет), на которые иногда накладываются циклические колебания меньшей амплитуды и продолжительности, и которые, в свою очередь, нередко состоят из отрезков прямых линий.

Из 205 исследуемых звезд 38 цефеид показывают волнообразные колебания остатков О-С. 19 из них - цефеиды с эволюционным характером хода остатков О О. Исследуя циклические волнообразные колебания остатков О С, мы обнаружили, что имеется зависимость между продолжительностью цикла колебания и периодом пульсаций звезды: цефеиды коротких периодов могут иметь циклические колебания с любой продолжительностью цикла, в то время как у цефеид больших периодов наблюдаются только короткие циклы. Это согласуется с давно известным фактом [5], что долгопериодические цефеиды чаще изменяют свои периоды.

В Главе IV ('"Эволюционные изменения периодов цефеид") сопоставляются теоретические и наблюдаемые скорости эволюционных изменений периодов.

Для цефеид с параболами на О -С диаграммах можно определить скорости изменения периодов, которые традиционно вычисляются в виде ~ логарифма скорости относительных изменений периода за 100 лет:

1б(М)и__1б((|)т), „Л,

где с - коэффициент при квадратичном члене в параболе, аппроксимирующей остатки О-С: О — С = а + ЬЕ + гЁг,

(^р^ - величина относительного изменения периода за один период, ( 36524.25 \

(—р— I - число периодов за столетие.

При этом следует помнить, что — Д-Р, то есть, 2с — а,

где а характеризует скорость изменения периода в формуле (1.2).

Теория звездных пульсаций позволяет вычислять формальные периоды пульсаций звездных моделей с любыми характеристиками. Сопоставление результатов таких расчетов, выполненных для различных моделей, позволяет определить скорости эволюционных изменений периодов. Наиболее полные такие данные были получены Саитоу [б], который собрал ряд опубликованных параметров звездных моделей с массами в диапазоне цефеидных масс и определил теоретические скорости эволюционных изменений периодов для пяти пересечений полосы нестабильности. Однако, эти результаты были получены по небольшому числу разрозненных моделей, и не являются достаточно уверенными.

Недавно Алнберт и др. [7] опубликовали результаты расчетов большого числа эволюционных треков цефеид, где, в частности, получили теоретические зависимости разных параметров цефеид от их периодов. Но, к сожалению, проблема изменения периодов не затронута в этой работе, да и значения самих периодов не приведены. К счастью, имеется свободный доступ к вышеупомянутым трекам че-

рез INTERNET, и Ю.А.Фадеев (ИНАСАН, Москва) по нашей просьбе пропел вычисления периодов пульсаций этих звездных моделей в диапазоне масс 4-12 М. для У=П.28 и трех трех значений метачлнчно-стп Z: 0.02, 0.01 и 0.004. Это позволило нам расчитать теоретические скорости эволюционных изменений периодов цефеид во время первых трех пересечений полосы нестабильности для основного тона и первого обертон.1.

Следует отметить, что скорость изменения периодов пульсаций, возникающих при первом проскоке полосы нестабильности, не зависи т от металличности. Что касается второго пересечения, то зависимость скорости от содержания металлов заметна только на малых периодах - при lg Р < 1 скорость изменения периодов возрастает с металлич-ностью. Во время же третьего пересечения полосы нестабильности -на всем диапазоне периодов скорость изменения периодов пульсаций уменьшается с ростом металличности.

Сравнение теоретических расчетов с экспериментальными данными показ;ию, "что наблюдаемые скорости изменения периодов малоамплитудных цефеид соответствуют теоретическим скоростям при пульсациях в первом обертоне во время третьего пересечения полосы нестабильности. Это согласуется с данными о цефеидах Магеллановых Облаков, где цефеиды, пульсирующие в первом обертоне, всегда являются малоамплитудными. Обнаружено хорошее согласие наблюдаемых скоростей уменьшения периодов с теоретическими, посчитанными для второго пересечения полосы нестабильности, а скоростей возрастания периодов - с результатами теоретических расчетов для третьего пересечения. Отмечается, что теория сейчас способна достаточно точно предсказывать скорости эволюционных изменений периодов цефеид.

О заключении диссертации суммируются основные результаты, полученные в работе, и формулируются некоторые задачи дальнейших исследований в области изучения изменяемости периодов цефеид.

В трех приложениях представлены:

1. Каталог 9063 фотоэлектрических наблюдений 221 цефеиды.

2. Таблица 710 фотографических наблюдений 4 цефеид.

3. Каталог 6920 моментов максимального блеска для 205 цефеид.

По теме диссертации было опубликовано 16 статей.

Основные результаты опубликованы в следующих работах:

1. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations and new elements of the Cepheid HD 32456. Commis. 27 IATJ Inform. Bull. Var. Stars, 1996, No.4375, P.l-3.

2. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations of peculiar Cepheid V473 Lyr. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1996, No.4376, P.l-3.

3. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations and classification of NSV10183. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1996, No.4377, P.l-2.

4. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations for the new Cepheid variable star GSC4019.3103. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 199G, No.4396, P.l-2.

5. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations for the new Cepheid variable star GSC3596.0433. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1996, No.4397, P.l-2.

6. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BVRc observations of the Cepheid V553 Cas. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 199G, No.4398. P.l-2

7. Berdnikov L.N., Vozyakova O.V., Ignatova V.V. Photoelectric BYRc observations for the UU ГI с г star EV Aurigae. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars. 1997. No. 4438, P.l-2.

8. Бердников JI.H., Игнатова В.В., Пастухова Е.Н., Тэриер Д.Г. Поиск эволюционных изменений периодов малоамплитудных цефеид. Письма в Астрон. журим. 1997, Т.23, С.204-221.

9. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Vozyakova O.V. Photoelectric observations of Cepheids in 199"). Astron. and Astrophys. Transactions.

1997, V.14, P.237-330.

10. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Pastukhova E.N., Turner D.G. Search for period variations in small-amplitude and long period Ccpheids. "A half century of stellar pulsation interpretations: a tribute to Arthur N. Cox." Abstracts. Los Alamos, New Mexico, 1997, P.51.

11. Berdnikov L.N., Ignatova Y.V., Pastukhova E.N. A search for evolutionary period changes in small-amplitude Cepheids. Astron. and Astrophys. Transactions. 1998, V.15, P.81-84.

12. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Vozyakova O.V. Photoelectric BYRc observations and classification for V1359 Aquilae. Cotnmis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars. 1998, No.4635, P.l-2.

13. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Vozyakova O.V. Photoelectric observations of Cepheids in 1996. Astron. and Astrophys. Transactions.

1998, V.17, P.87-178.

14. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Turner D.G. Photoelectric BVIc observations and new elements for the Cepheid V898 Centanri. Commis. 27 IAU Inform. Bull. Var. Stars, 1999, No.4724, P.l-2.

15. Berdnikov L.N., Ignatova V.V., Pastukhova E.N. Period changes in Cepheids. Abstracts of IAU Colloquium 176 "The impact of large-scale surveys oil pulsating Star research", P.71. Budapest, 1999.

16. Игнатова В.В., Бердников Л.Н. Изменяемость периодов цефеид.

"Б.В.Кукаркин: Переменные звезды - ключ к пониманию строения и эволюции Галактики. Резюме докладов", С.З. Москва, 1999.

Вклад автора

16 публикаций выполнены с соавторами. Во всех работах с соавторами мне принадлежит равная доля участия в получении наблюдений, обработке данных и интерпретации результатов.

Автор выражает искреннюю признательность своим научным руководителям - доктору физ.-мат. наук, ведущему научному сотруднику ГАИШ МГУ Леониду Николаевичу Бердникову, и профессору, зав. кафедрой астрономии ТашГУ Салахутдину Насретдиновичу Нуритдино-ву, за постановку задачи и неизменно благожелательное внимание к работе и помощь на всех ее этапах, а также Юрию Николаевичу Ефремову за многочисленные полезные обсуждения и замечания. Автор благодарит также участников семинара по звездной астрономии ГАИШ МГУ, дискуссии с которыми способствовали лучшему пониманию рассматриваемых проблем. Я также очень благодарна всем сотрудникам отдела "Изучения Галактики и переменных звезд" ГАИШ без помощи которых работа над диссертацией продвигалась бы значительно медленнее. Особая благодарность - сотруднику ИНАСАН Юрию Александровичу Фадееву, выполнившему по нашей просьбе расчеты периодов пульсаций моделей цефеид, и сотруднику отдела "Звездная астрофизика" ГАИШ Константину Вениаминовичу Бычкову, который предоставил мощную компьютерную технику и программное обеспечение, необходимые для перевода собранных из литературы таблиц наблюдений в электронную форму.

Цитируемая литература

1. Бердников JI.H. Изучение изменяемости периодов цефеид. Методика. // Письма в астрон. журн., 1992, Т.18, С.519-527.

2. Hertzsprung Е. Bearbeitung der J.F.J. Sehmidtschen Beobachtungen und Bestimmung der Periode von Delta Cephei. // Astron. Nachr.. 1919, B.210, S. 17-2-1.

3. Бердников JI.H. Изучение стабильности пульсаций семи северных цефеид самых больших периодов. // Письма в Астрон. журн., 1994, Т.20, С.285-298.

4. Бердников J1.H., Игнатова В.В., Пастухова E.H., Тэрнер Д.Г. Поиск эволюционных изменений периодов малоамплитудных цефеид. // Письма в Астрон. журнал, 1997, Т.23, С.204-221.

5. Kukarkin B.W., Florya N. Uebereine Gacsctzmaessigkeit in den saeku-laren Aenderung der Perioden fuer langperiodische t'epheiden. // Zeitschrift. Astrophys., 1932, B.4, S.247-253.

G. Sail ou M. Effects of metal abundances of the evolutionary period changes of classical Cepheids. // Astrophys. and Space Sei., 1989, Y.1G2, P.47-56.

7. Alibert Y., Baraffe I., Mera D., Chabrier G. Cepheid models based on self-consistent stellar evolution and pulsation calculations: the right answer? // Astrophys. .3.. 1998, V.499, P.205-209.