Наблюдения взрывных переменных звезд на многоканальном фотометре тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ им. М.В. ЛОМОНОСОВА

Государственный Астрономический институт им. П.К. Штернберга

На правах рукописи УДК 520.2/.8; 524.33; 524.352

Кожевников Валерий Петрович

НАБЛЮДЕНИЯ ВЗРЫВНЫХ ПЕРЕМЕННЫХ ЗВЕЗД НА МНОГОКАНАЛЬНОМ ФОТОМЕТРЕ

Специальность 01.03.02 астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

МОСКВА - 2005

Работа выполнена в Астрономической обсерватории Уральского государственного университета им. A.M. Горького

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук

ТУТУКОВ Александр Васильевич (ИНАСАН)

кандидат физико-математических наук

ВОЛОШИНА Ирина Борисовна (ГАШП МГУ)

Ведущая организация:

Казанский государственный университет

Защита состоится 14 апреля 2005 г. в 14 часов на заседании диссертационного совета по астрономии Московского государственного университета им. М.В. Ломоносова, шифр Д501.001.86 Адрес: 119992, Москва, Университетский проспект, 13.

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

Автореферат разослан 10 марта 2005 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета

кандидат физ.-мат. наук

АЛЕКСЕЕВ С.О.

вево

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Взрывные переменные представляют собой интересную группу двойных звезд. В такой двойной системе одна из звезд является белым карликом, а вторая - красным карликом позднего спектрального класса. Типичные орбитальные периоды таких систем 1-10 часов. Красная звезда-компаньон, заполняя свою полость Роша, теряет вещество и передает его белому карлику. Обладая угловым моментом, передаваемое вещество не может падать прямо на поверхность белого карлика. В системах, в которых белый карлик не имеет сильного магнитного поля, падающее вещество формирует аккреционный диск. Газ в диске постепенно приближается к белому карлику, высвобождая гравитационную потенциальную энергию. Аккреция вещества на белые карлики, обладающие мощным магнитным полем, происходит под управлением этого поля.

Среди взрывных переменных наиболее известны Новые звезды. Они привлекают внимание благодаря огромной амплитуде изменений блеска - от 6т до 19т. Вспышки Новых звезд вызваны термоядерным взрывом богатого водородом материала, который аккре-цируется на белый карлик. Другая группа взрывных переменных -карликовые новые звезды. Их вспышки не обладают такими большими амплитудами, как вспышки Новых звезд. Во вспышке карликовые новые только в 6-100 раз оказываются более яркими, чем в состоянии покоя. Вспышка карликовой новой, как считают, происходит благодаря высвобождению гравитационной потенциальной энергии, вызванной временным увеличением темпа передачи белому карлику вещества, накопленного в диске. Еще одна группа взрывных переменных - новоподобные переменные. Темп массообмена в таких системах устойчив, и полная светимость изменяется относительно ее среднего уровня только слегка. Кроме того, темп массообмена в новоподобных переменных намного выше по сравнению с карликовыми новыми, находящимися в состоянии покоя, и поэтому их аккреционные диски очень ярки.

Особенно интересны взрывные переменные, в которых белый карлик имеет сильное магнитное поле. Поскольку вещество в аккреционном потоке частично ионизовано, в таких системах оно не может сформировать диск. Вместо этого плазма движется вдоль линий магнитного поля и падает на магнитные полюса белого карлика,

образуя аккреционные колонны или аккреционные занавесы. При этом возникает мощное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение. В системах, в которых магнитное поле белого карлика достаточно сильно, красная звезда и белый карлик находятся в синхронном вращении. Такие системы называются полярами. Магнитное поле в этих звездах полностью управляет процессом аккреции. В промежуточных полярах, в которых, как считают, белые карлики имеют более слабые магнитные поля, период вращения белого карлика не синхронизовал с орбитальным движением и оказывается короче орбитального периода. Характерной особенностью промежуточных поляров являются высокостабильные периодические колебания, наблюдаемые в оптическом и рентгеновском излучении, вызванные несинхронным вращением белого карлика.

Новые взрывные переменные открываются постоянно. К настоящему времени идентифицировано более четырехсот таких систем. Каждый новый объект обнаруживает новые свойства, которые увеличивают наши знания явления взрывных переменных. Причина привлекательности взрывных переменных состоит в том, что они показывают чрезвычайно богатое разнообразие поведения во всех диапазонах электромагнитного спектра от радио до гамма-лучей и в широком диапазоне масштабов времени. Временной масштаб их переменности - от секунд до миллионов лет. Благодаря широкому разнообразию физических состояний и физических процессов взрывные переменные представляют собой уникальную лабораторию для изучения двух фундаментальных астрофизических процессов: аккреции и эволюции двойных звезд.

Одно из наиболее крупных достижений в понимании взрывных переменных произошло благодаря интерпретации орбитальной кривой блеска карликовой новой U Gern, форма которой определялась излучением горячего пятна, возникающего на краю аккреционного диска в том месте, где струя аккреционного потока ударяет в диск (Смак, 1971; Уорнер и Натер, 1971). Тридцатью годами позже наше физическое понимание взрывных переменных значительно возросло, но наблюдатели все еще ссылаются на кривую блеска U Gern, как определяющую стандартную модель. К настоящему времени мы должны были бы знать орбитальные кривые блеска большого количества звезд, которые позволили бы понять, как различные орбитальные эффекты, такие как излучение горячего пятна, переработка красной звездой излучения белого карлика, эффекты эллипсоидаль-ности и т.д., распределены среди различных подтипов взрывных переменных. Но таких исследований нет, поскольку получение точной орбитальной кривой блеска взрывной переменной, позволяющей выявить эти орбитальные эффекты, оказывается трудной задачей.

Причина этого заключается в том, что взрывные переменные обладают большим разнообразием периодических, квазипериодических и апериодических изменений блеска в различных временных масштабах. Эти изменения блеска представляют самостоятельный научный интерес, однако, проявляют себя по отношению друг к другу, также как и по отношению к перечисленным выше орбитальным эффектам, как источники шума. Отсюда следует, что фотометрические исследования взрывных переменных специфичны. В них широко применяются Фурье-анализ и другие методы, позволяющие выделить представляющие интерес колебания, искаженные шумом. Колебания блеска, полностью скрытые в шуме, могут быть обнаружены только в том случае, когда наблюдения имеют большую продолжительность. Чтобы охватить весь временной диапазон изменений блеска, фотометрические наблюдения взрывных переменных должны обладать высоким временным разрешением.

Кроме упомянутых орбитальных эффектов, в орбитальных кривых блеска могут наблюдаться затмения аккреционного диска красным карликом. Типичным примером затменной системы является ИХ иМа (Книгге и др., 1998). Изменения блеска с орбитальным периодом в полярах могут вызываться также изменяющимся ракурсом аккреционной колонны (Андронов, 1986). Изменения блеска в масштабе орбитального периода могут быть вызваны прецессирующим эксцентрическим или наклоненным к орбитальной плоскости аккреционным диском (положительные или отрицательные сверхгорбы) (Паттерсон и др., 1993).

Среди задач, требующих высокого временного разрешения, особенно интересными представляются наблюдения промежуточных по-ляров, переменность которых обусловлена несинхронным вращением магнитного белого карлика. Наблюдаемые периоды такой переменности находятся в диапазоне от десятков секунд до часов (Паттерсон, 1994). В некоторых классических полярах обнаружены квазипериодические колебания во временном масштабе секунд. В течение долгого времени такие колебания оставались обнаруженными только в четырех полярах (УУ Рир, AN иМа, У834 Сеп, ЕЕ Еп (Ларссон, 1995)) и не так давно были найдены еще в одном поляре, а именно ВЬ Н>а (Мидледич и др., 1997). Наблюдения таких колебаний требуют временного разрешения не хуже нескольких десятых долей секунды. Высокого временного разрешения требуют и наблюдения квазикогерентных колебаний с периодами в диапазоне десятков секунд, возникающие в карликовых новых на спаде вспышки. Эти колебания также известны очень давно, но и сейчас интерес к ним не ослабевает (Воудт, 2002). Нельзя не упомянуть и исследования быстрой хаотической переменности на временных масштабах

от секунд до часов, называемой фликерингом взрывных переменных.

Благодаря развитию вычислительной техники в начале 80-х годов появилась возможность использовать малые ЭВМ для непосредственной регистрации фотометрических данных. Примерно в то же время Государственным астрономическим институтом им. П.К. Штернберга была организована программа координированных наземных и космических наблюдений рентгеновских источников, некоторые из которых требовали наблюдений с высоким временным разрешением, которое способна обеспечить непосредственная регистрация данных в памяти ЭВМ. Благодаря этой программе и наг личию ЭВМ "Наири-К", позволяющей осуществлять регистрацию данных, в Коуровской обсерватории возник интерес к проведению наблюдений такого рода.

В этих наблюдениях применялся простой одноканальный фотометр. Однако вскоре нам стало ясно, что такой фотометр недостаточно эффективен в наблюдениях с целью поиска и анализа быстрых колебаний блеска. Необходимость контроля эффектов, которые могут быть вызваны атмосферой Земли, требовала проводить измерения светового потока звезды сравнения, прерывая для этого наблюдения программной звезды. Это снижало информативность наблюдений. Очевидно, фотометр, позволяющий проводить наблюдения программной звезды непрерывно, способен наиболее эффективно решать такие задачи, а для этого он должен обладать вторым каналом для непрерывных наблюдений звезды сравнения. Кроме того, такой фотометр способен компенсировать влияние на результаты измерений поглощения света тонкими облаками и туманом, что позволит увеличить общую продолжительность наблюдений благодаря использованию нефотометрических ночей.

Двухзвездный фотометр был сконструирован и изготовлен автором в Коуровской обсерватории еще в конце 80-х годов. Однако в то время его работа не была достаточно эффективной. Двухзвездный фотометр использовался совместно с телескопом АЗТ-З, не имеющим компьютерного управления микрометрическими движениями, которое представлялось крайне необходимым для обеспечения непрерывности наблюдений. Даже его использование совместно с 70см телескопом, также сконструированным и изготовленным в Коуровской обсерватории в 1994 г. и имеющим компьютерное управление микрометрическими движениями, в первое время оказалось все еще недостаточно эффективным. Поэтому цели настоящей диссертационной работы мы формулируем следующим образом:

Цель диссертации

1. Сконструировать и изготовить автоматизированный многоканальный фотометр, обеспечивающий одновременные наблюдения двух звезд и позволяющий проводить наблюдения колебаний блеска переменных звезд во временных масштабах от секунд до часов;

2. Исследовать характеристики фотометра, точность измерений на нем и возможности обнаружения и анализа быстрых изменений блеска переменных звезд, проведя наблюдения звезд, характер переменности которых известен из литературных источников;

3. На основании проведенных исследований и приобретенного опыта работы модифицировать конструкцию фотометра с целью устранения обнаруженных недостатков и повышения его эффективности;

4. Провести фотометрические наблюдения ряда малоисследованных взрывных переменных звезд с целью обнаружения среди них объектов, показывающих новые и ценные в научном отношении наблюдательные факты;

5. Провести детальный анализ этих наблюдений с целью выяснения характерных особенностей обнаруженной переменности блеска и дать качественную интерпретацию результатов в свете существующих представлений о строении и эволюции взрывных переменных звезд.

Научная новизна

Наблюдательные результаты, приведенные ниже, получены из собственных фотометрических наблюдений автора, проведенных на сконструированном и изготовленном им фотометре. В работе впервые сделано следующее:

1. Для центрирования звезд в диафрагмах многоканального фотометра и офсетного гидирования применена предложенная автором оригинальная оптическая система, обеспечивающая высокоточное центрирование звезд в течение наблюдательной ночи;

2. На основе Фурье-анализа проведен анализ шумов дифференциальных кривых блеска, полученных с помощью фотометра;

3. Показано, что шум в дифференциальной кривой блеска, вызываемый дрожанием звездных изображений в диафрагмах фотометра, может быть в значительной степени подавлен благодаря корреляции движения изображений;

4. В промежуточном поляре V709 Cas впервые обнаружены оптические колебания с периодами 312.77 и 317.94 с, соответствующие колебаниям с периодом, найденным в рентгеновском излучении и отождествляемым с периодом вращения белого карлика, и колебаниям с периодом биений межу орбитальным периодом и периодом вращения белого карлика, а также их первые гармоники;

5. Поставлены пределы на возможную величину орбитального периода двойной системы V709 Cas. Орбитальный период должен находиться в интервале 5.26-5.43 часа;

6. Открыты когерентные колебания с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к типу взрывных переменных, говорящие о том, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром;

7. Впервые найдены надежные признаки слабого фликеринга в кривых блеска и спектрах мощности звезды NSV 2872. В спектре, полученном Лиу и Ху (2000), NSV 2872 не показала эмиссионных линий, что нетипично для взрывной переменной. Однако обнаружение слабого фликеринга говорит о том, что NSV 2872 может быть необычной взрывной переменной, находящейся в состоянии низкого темпа массообмена;

8. В кривых блеска и спектрах мощности звезды V747 Cyg, считавшейся спектрально подтвержденной взрывной переменной, обнаружено полное отсутствие фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины. Следовательно, V747 Cyg не является взрывной переменной;

9. В кривых блеска звезды V747 Cyg впервые найдены плавные и, по-видимому, периодические колебания с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа и амплитудой 0т.01 - 0т.02. Эти периоды и амплитуда, а также поведение колебаний в различных цветах являются типичными для переменных Ве звезд. Принимая во внимание литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995), можно с большой уверенностью полагать, что эта звезда является переменной Ве звездой;

10. В кривых блеска звезды AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Саш, впервые найдены колебания с периодом 4.7 часа. Сравнение с орбитальным периодом AT Спс, найденным Ногами и др. (1999), показывает, что эти колебания могут представлять собой отрицательные ceepxi орбы, так как их период в среднем на 3% короче орбитального периода. Обнару-

жение этих колебаний означает, что АТ Спс является системой, показывающей сверхгорбы и имеющей при этом довольно большой орбитальный период и большое отношение масс компонентов. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Ъ Саш.

Практическая и научная ценность

Практическая ценность работы заключается в том, что в ней показаны возможности многоканальных фотометров в получении высокоточных наблюдательных данных при проведении наблюдений даже в нефотометрических условиях. Такие наблюдения возможны, благодаря способности одновременных наблюдений двух звезд, находящихся на малом угловом разделении, компенсировать влияние на результаты измерений поглощения света тонкими облаками и туманом. Это не только увеличивает общую продолжительность наблюдений, но и делает полученные из наблюдений результаты в значительной степени независимыми от внешних условий. Такая методика наблюдений позволяет избежать ошибочных выводов, когда эффекты, вызываемые атмосферой Земли, могли бы быть интерпретированы как особенности изменений блеска, присущие исследуемой звезде.

Непрерывность наблюдений в течение наблюдательной ночи, которой можно добиться, даже несмотря на появление тонких облаков или тумана, крайне важна для поиска и анализа периодических колебаний, скрытых в шуме. Улучшение чувствительности обнаружения колебаний происходит также благодаря снижению шума, вызываемого дрожанием изображений звезд в диафрагмах фотометра. Этот шум может быть в значительной степени подавлен благодаря корреляции движения изображений.

Показана возможность использования автоматического гидиро-вания. Автоматическое гидирование не только улучшает точность центрирования звезд в диафрагмах фотометра и позволяет использовать диафрагмы меньших размеров, но и существенно повышает производительность труда. При автоматическом гидировании получение непрерывных кривых блеска в течете продолжительных зимних ночей оказывается простым делом.

Практическую ценность имеет сравнение чувствительности обнаружения скрытых в шуме периодических колебаний при применении различных методов анализа. Оказалось, что метод поиска скрытых периодичностей, основанный на использовании классического дисперсионного анализа, обладает более высокой чувствительностью по сравнению со спектрами мощности, вычисляемыми с по-

мощью алгоритма быстрого преобразования Фурье. Не уступающим по чувствительности методу дисперсионного анализа оказался метод вычисления спектров мощности посредством аппроксимации синусоидой кривых блеска, свернутых с перебором пробных периодов. Однако этот метод обладает тем преимуществом, что оказывается нечувствительным к кратным периодам в свернутой кривой блеска, тогда как чувствительность к кратным периодам метода дисперсионного анализа затрудняет интерпретацию результатов наблюдений.

Научная ценность работы состоит в обнаружении новых наблюдательных фактов для звезд V709 Cas, NSV 2872, V747 Cyg и AT Спс. Показано, что в промежуточном поляре V709 Cas, в котором оптические колебания обнаружены нами впервые, форма импульса колебаний, соответствующих периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, существенно отличается от формы импульса колебаний, период которых соответствует периоду вращения белого карлика. Этот факт может быть интерпретирован в модели аккреционного занавеса промежуточных поляров (Хеллиер, 1995), что ведет к лучшему пониманию процессов аккреции во взрывных переменных. Оценен орбитальный период системы V709 Cas, что имеет значение в понимании эволюционного статуса этой звезды. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты и слабого фликеринга в звезде NSV 2872, которая к началу наблюдений не считалась взрывной переменной (Лиу и Ху, 2000), делает эту звезду очень интересным объектом. Необычность этой звезды, а именно ее красный цвет и слабая активность фликеринга, может быть связана с вековой эволюцией взрывных переменных и имеет отношение к модели "зимней спячки" (hibernation) (Шара и др., 1986). Наши наблюдения показали, что звезда V747 Cyg не является взрывной переменной. Характер обнаруженных изменений блеска, а также литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995) говорят о том. что эта звезда может быть переменной Be звездой. Результат представляется ценным. Звезды этого типа в последнее время привлекают к себе большое внимание. Обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс ценно тем, что в этой системе обнаружены отрицательные сверхгорбы, а звезды, показывающие таковые, являются редкими. Это тем более ценно, потому что AT Спс оказалась первой карликовой новой в подтипе Z Cam, показывающей сверхгорбы.

Основные результаты, полученные нами для звезд V709 Cas и NSV 2872, признаны за рубежом. Полученные нами наблюдательные данные V709 Cas включены в седьмое издание каталога Рит-тера взрывных переменных (Риттер и Колб, 2003), в базу данных

взрывных переменных Кубе и др. (Kube J., Gansicke В.Т., Hoffmann В.) на интернет-сайте http://minerva.uni-sw.gwdg.de/cvcat/tpp3.pl и в интернет-сайт Мукая (Mukai К.), посвященный промежуточным полярам, http://lheawww.gsfc.nasa.gov/users/mukai/iphome/iphome.-html. Полученные нами наблюдательные данные NSV 2872 включены в "живое" издание каталога взрывных переменных звезд Доунса и др. (2001) на интернет-сайте http://icarus.stsci.edu/"' downes/cvcat и в базу данных взрывных переменных Кубе и др.

Основные результаты, выносимые на защиту

Все наблюдательные результаты получены впервые на основе проведенного автором анализа собственных фотометрических наблюдений на сконструированном и изготовленном им фотометре.

1. Особенности конструкции многоканального фотометра, сконструированного и изготовленного автором работы. Эти особенности заключаются в использовании для центрирования звезд в диафрагмах фотометра предложенной автором оригинальной оптической системы, позволяющей сохранять высокоточное центрирование двух звезд в диафрагмах, а также в применении автоматической гидирующей ПЗС-системы, позволяющей поддерживать высокоточное центрирование звезд в малых диафрагмах (12" - 16");

2. Первое обнаружение оптических колебаний с периодами 312.77 и 317.94 секунды промежуточного поляра V709 Cas, которые соответствуют рентгеновскому периоду и периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, обнаружение особенностей формы импульсов оптических колебаний, которые могут быть интерпретированы в модели аккреционного занавеса промежуточных поляров, а также оценка величины орбитального периода двойной системы V709 Cas в пределах 5.26-5.43 часа;

3. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, которые показывают, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром, а также обнаружение слабого фликеринга, который означает, что эта звезда является необычной взрывной переменной с очень низким темпом массообмена;

4 Обнаружение отсутствия фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины и плавных и, по-видимому, периодичс-

ских колебаний блеска звезды У747 Cyg с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа. Характерные особенности поведения этих колебаний в цветах В и Я, наряду с литературными данными о спектрах этой звезды, классифицируют У747 Cyg как вероятную переменную Ве звезду,

5. Обнаружение в звезде АТ Спс колебаний блеска с периодом 4.7 часа, обладающих характерными особенностями поведения, типичными для сверхгорбов, которое означает, что АТ Спс является первой карликовой новой подтипа Z Сат, показывающей сверхгорбы;

6. Эффективность фотометрических исследований взрывных переменных с использованием автоматизированного многоканального фотометра, который позволяет с высоким уровнем чувствительности обнаруживать колебания блеска на временных масштабах от секунд до часов.

Апробация результатов

Материалы диссертации докладывались и обсуждались на следующих конференциях:

1. Международной конференции "Disks, Planetesimals and Planets", Тенерифе, Испания, 2000 г.;

2. Международной конференции "Jenam-2000", Москва, 2000 г.;

3. Международной конференции "1** Eddington Workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding", Кордоба, Испания, 2001 г.;

4. Всероссийской астрономической конференции, Санкт-Петербург, 2001 г.;

5. Конференции, посвященной семидесятилетию М.А. Свечнико ва, Екатеринбург, 2003 г.;

6. Международной конференции "Interacting Binary Stars - 2003", Одесса, 2003 г.

Результаты работы также представлялись на нескольких студенческих научных конференциях "Физика Космоса", ежегодно проводимых в Коуровской обсерватории, и на семинарах кафедры астрономии и геодезии и астрономической обсерватории УрГУ.

Содержание диссертации

Диссертация состоит из Введения, пяти глав, Заключения и списка литературы, содержащего 169 наименований. Общий объем диссертации составляет 166 страниц, включая 44 рисунка и 9 таблиц. Во введении дается краткая характеристика наблюдательных фотометрических задач взрывных переменных звезд и обосновывается актуальность их решения с помощью многоканальных фотоэлектрических фотометров. Там же формулируется цель диссертации, ее научная новизна, приведены положения, выносимые на защиту.

Глава 1 диссертации посвящена многоканальному фотометру Коуровской обсерватории. В ней описаны особенности конструкции фотометра, заключающиеся, главным образом, в том, что центрирование двух звезд в диафрагмах осуществляется с помощью оригинальной оптической системы, позволяющей с высокой точностью сохранять центрирование двух звезд в диафрагмах фотометра в течение наблюдательной ночи. Центрирование осуществляется путем поворота фотометра вокруг оптической оси телескопа и перемещения двух прямоугольных призм вдоль оптической оси. Приводятся результаты исследования линейности измерений на фотометре и световых потерь по полю фотометра. На основании наг блюдений затменной переменной CM Dra, проводившихся авюром в рамках международной программы "ТЕР" (Transits of Extrasolar Planets), сделан анализ шумов фотометра и проведено сравнение точности дифференциальной фотометрии с помощью фотометра с точностью ПЗС-систем, применявшихся другими участниками программы ТЕР. Точность дифференциальной фотометрии на многоканальном фотометре при наблюдениях по программе ТЕР составляет О"1.005 и почти не уступает точности большинства ПЗС-систем, применявшихся другими участниками программы ТЕР (0т.004).

На основании проведенного анализа, позволившего количественно оценить вклад различных источников шума, сделан вывод о возможности повышения точности измерений на многоканальном фотометре. Улучшение точности может быть достигнуто, если применить канал для измерений фона неба и автоматическую гиди-рующую систему для поддержания точного центрирования звезд в диафрагмах фотометра. Эти устройства были сконструированы и изготовлены. Кратко описаны устройство канала фона и устройство гидирующей ПЗС-системы. На примере наблюдений звезды CM Dra показана эффективность использования канала фона. На примере наблюдений звезды V471 Tau продемонстрированы возможности гидирующей ПЗС-системы, позволяющей автоматически поддерживать центрирование звезд в диафрагмах фотометра размером 12". Применение автоматической гидирующей системы позволяет

i

а

«ч

í A

í

1 Я

1 Я

i i

i

Кривые блеска затменной переменной СМ Dra и заезды сравнения, полученные в туманную ночь. Даже появление тумана, поглощающего свет до 1т.З, вызывает едва заметное искажение формы минимума СМ Dra. Вспышка СМ Dra полностью скрыта в шуме кривой блеска, полученной непосредственно сквозь туман, тогда как эта вспышка отчетливо видна в дифференциальной кривой блеска.

полностью автоматизировать процесс наблюдений, который осуществляется под управлением современного персонального компьютера без участия наблюдателя.

Далее продемонстрированы возможности многоканальной фотометрии. На примере наблюдений затменной переменной СМ Dra показана возможность высокоточной дифференциальной фотометрии в нефотометрических условиях (см. рисунок). На примере наблюдений промежуточного поляра V405 Aur показано подавление шума в дифференциальных кривых блеска, вызываемого дрожанием изображений звезд. На примере наблюдений планетного прохождения в звезде HD 209458 показано, что при наблюдениях ярких звезд шум кривой блеска определяется, главным образом, атмосферными сцинтилляциями (мерцанием звезд) и может быть менее О"1.001.

, . i i . ■ | ■ . . Т1 ; • I". , , Ггтч г- Звезда сравнения 6-о- 4" f\r'i

2" • СМ Dra \ 1 в: V 04- fV^ :

0: _ :

' Дифференциальная \ t Л' кривая блеска \ / Вспышка : V :

Время, часы

Следующие четыре главы посвяшены фотометрическим наблюдениям взрывных переменных звезд V709 Cas, NSV 2872, V747 Cyg и AT Спс.

Глава 2 посвящена наблюдениям звезды V709 Cas, отождествляемой с промежуточным поляром RX J0028.8+5917. В V709 Cas впервые найдены колебания блеска с периодом 312.77 с, соответствующим периоду колебаний в рентгеновском излучении. Кроме колебаний с периодом 312.77 с, найдены колебания с периодом 317.94 с, соответствующим периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом. Средние амплитуды этих колебаний 0т.005. Колебания с периодом 317.94 с показывают сильную первую гармонику, которая свидетельствует о несинусоидальной форме импульса этих колебаний. Форма импульса оказалась двухпиковой и переменной от ночи к ночи. В кривых блеска V709 Cas также обнаружен слабый периодический сигнал, соответствующий первой гармонике колебаний с периодом 312.77 с. Однако форма импульса этих колебаний оказалась квазисинусоидальной. Точно оцененная величина периода колебаний, соответствующих биениям между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, позволила установить интервал, в котором может находиться орбитальный период V709 Cas. Этот интервал равен 5.285.43 часа. Особенности формы импульсов оптических колебаний и сравпение их с данными рентгеновских наблюдений позволяют качественно интерпретировать результаты наблюдений V709 Cas в модели "аккреционного занавеса" (accretion curtain) промежуточных поляров. Наличие в оптическом излучении V709 Cas обнаруженных колебаний и величина орбитального периода подтверждены более поздними наблюдениями других авторов.

В Главе 3 описано открытие в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к взрывным переменным, когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты. В течение месяца наших наблюдений колебания были строго периодическими, тогда как их амплитуда показывала значительную переменность в пределах От.ООЗ — 0т0.008. Недавно Лиу и Ху (2000) обнаружили, что спектр этой звезды не типичен для взрывной переменной, а показывает признаки звезды спектрального класса К. В связи с этим наблюдавшиеся колебания представляются довольно озадачивающими. Период и амплитуда найденных колебаний типичны для переменной типа S Set, но как спектр, так и цвет этой звезды говорят о том, что NSV 2872 находится вне полосы нестабильности. Наши наблюдения позволили обнаружить надежные признаки фликеринга в NSV 2872, который характерен для всех взрывных переменных, хотя активность фликеринга в этой звезде представляется довольно низкой. Также и

в значительной степени переменная амплитуда обнаруженных колебаний характерна для промежуточных поляров - взрывных переменных, содержащих несинхронно вращающийся магнитный белый карлик. NSV 2872 является, вероятно, промежуточным поляром. Отсутствие эмиссионных линий в спектре этой звезды (Лиу и Ху, 2000) и слабая активность фликеринга говорят о том, что NSV 2872 может быть необычной взрывной переменной, находящейся в состоянии очень низкого темпа массообмена.

Ссылаясь на нашу работу, Уорнер (2003) отмечает, что эта звезда показывает характерные особенности, которые могли бы наблюдаться в промежуточном поляре, находящемся в низком состоянии светимости. Дело в том, что известные промежуточные поляры со времени их детальных наблюдений еще не показывали таких состояний. В то же самое время архивные фотопластинки свидетельствуют о том, что низкие состояния светимости бывают и в промежуточных полярах. Уорнер отмечает, что, в случае возвращения NSV 2872 в высокое состояние светимости, эта звезда могла бы походить на промежуточный поляр V1062 Таи.

В Главе 4 приведены результаты фотометрических наблюдений звезды V747 Cyg, которая в " живом" издании каталога взрывных переменных (Доунс и др., 2001) причислена к подтвержденным взрывным переменным. Литературные данные о спектрах V747 Cyg противоречивы. Цвиттер и Мунари (1994) получили спектральные данные, подтверждающие природу этой звезды как взрывной переменной. Однако, основываясь на аналогичных спектральных данных, Доунс и др. (1995) заключили, что V747 Cyg является скорее двойной звездой с компонентами спектральных классов Be и М, а не взрывной переменной. Наши наблюдения показали полное отсутствие фликеринга в V747 Cyg на уровне тысячных долей звездной величины, а он должен быть характерен для всех взрывных переменных. Взамен кривые блеска V747 Cyg показали плавные и, по-видимому, периодические низкоамплитудные изменения, которые обнаруживались в течение каждой наблюдательной ночи. Когда V747 Cyg наблюдалась в двух цветах одновременно, эти изменения имели одинаковые фазы и амплитуды. Периодограммный анализ выявил вероятные периоды этих изменений 5.77, 7.41 и 7.59 часа. Эти периоды и амплитуда колебаний, также как и поведение колебаний в различных цветах, типичны для переменных Be звезд. Следовательно, V747 Cyg может быть переменной Be звездой, а не взрывной переменной.

В Главе 5 описано обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Cam. Данные наблюдений были получены в течение 13 ночей в феврале-марте 2003 г., когда AT Спс пребывала в состоянии промежуточного блеска (standstill).

Анализ наблюдательных данных впервые позволил обнаружить фотометрическую переменность AT Cnc с периодом 4.7 часа. Амплитуда этих колебаний наблюдалась в диапазоне 0т.006 — 0"\009. Эти колебания показывают нестабильность периода и фазы в масштабе времени недель, характерную для сверхгорбов. Сравнение с орби-» тальным периодом, полученным Ногами и др. (1999) из измерений

лучевой скорости AT Cnc, свидетельствует о том, что эти колебания могут представлять собой отрицательные сверхгорбы, так как - их период в среднем на 3% короче орбитального периода. Эти ре-

зультаты означают, что AT Cnc является системой, показывающей сверхгорбы и имеющей при этом необычно большой орбитальный период. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Z Саш.

Отрицательные сверхгорбы обычно объясняют прецессией аккреционного диска, наклоненного к орбитальной плоскости. В таком случае колебания с периодом 4.7 часа должны быть колебаниями, соответствующими первой орбитальной боковой полосе прецессионных колебаний аккреционного диска, т.е. их частота равна сумме орбитальной частоты и частоты прецессии аккреционного диска. Кроме колебаний с периодом 4.7 часа, в кривых блеска мы нашли признаки нестабильного сигнала с периодом приблизительно 2.3 часа, который может соответствовать колебаниям во второй орбитальной боковой полосе, т.е. его частота равна сумме удвоенной орбитальной частоты и частоты прецессии аккреционного диска. Средний спектр мощности AT Cric показывает широкий максимум на частотах в диапазоне 0.4-0.7 миллигерца. Этот максимум является признаком квазипериодических колебаний. Вершина максимума соответствует периодам 1700- 1800 с, которые оказались очень близкими к 10% орбитального периода. Это может указывать на то, что AT Cnc содержит магнитный белый карлик, Создающий наклон аккреционного диска.

В Заключении приведены основные выводы и приведен список публикаций автора по теме диссертации.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих восемнадцати работах:

1. Deeg H.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., Martin E., Oetiker В., ! Palaiologou E., Schneider J., Afonso C., Dunham E.T., Jenkins

J.M., Ninkov Z., Stone R., ZakharovaP.E. "Near-term detcctability of terrestrial extrasolar planets. ТЕР network observations of CM Draconis". 1998. Astronomy and Astrophysics. V. 338, P. 479 490.

2. Doyle L.R., Deeg H.J., Kozhevnikov V.P., Oetiker В., Martin E.L., Blue J.E., Rottler L., Stone R.P.S., Ninkov Z., Jenkins J.M., Snei-der J., Dunham E.W., Doyle M.F., Paleologou E. "Observational Limits on Terrestrial-sized Planets around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm". 2000. The Astrophysical Journal. V. 535, P. 338-349.

3. Kozhevnikov V.P. "Detection of optical oscillations of the intermediate polar V709 Cassiopeae (RX J0028.8+5917)". 2001. Astron-my and Astrophysics. V. 366. P. 891-897.

4. Kozhevnikov V.P." Discovery of a coherent 87.65-minute oscillation of the suspected cataclysmic variable NSV 2872 (Aur 2)". 2003. Astronomy and Astrophysics. V. 398. P. 267-275.

5. Kozhevnikov V.P., ZakharovaP.E., Nikiforova T.P. "Short-term brightness variations of V747 Cyg". 2003. New Astronomy. V. 9. P. 51-57.

6. Kozhevnikov V.P. "Detection of superhumps in the Z Cameloparda-lis-type dwarf nova AT Cnc at standstill". 2004. Astronomy and Astrophysics. V. 419. P. 1035-1044.

7. Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E. "The Two-Star Photometer at Kourovka Observatory: Design and Noise Analysis". In: "Proc. Euroconference on Disks, Planetesimals and Planets". Puerto de la Cruz. Tenerife. Spain. January 2000. Eds. F. Garzon, C. Eiroa, D. de Winter, T.J. Mahoney. 2000. Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser. V. 219. P. 381-386.

8. Kozhevnikov V.P. "Advantages of multichannel photometers in observations of rapid stellar oscillations and planetary transits". In: Proc. lsi Eddington workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding". Cordoba. 11-15 June 2001. Eds F. Favata, I.W. Roxburgh, D. Galadi-Enriquez. 2002. ESA SP-485. P. 299-302.

9. Кожевников В.П. "Исследование четырехлучевого электрофотометра астрономической обсерватории Уральского университета" . 1997. Астрономо-геодезические исследования: Некоторые задачи наблюдательной астрономии. Екатеринбург. С. 69 -79.

10. Кожевников В.П. "Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минут в вероятной взрывной переменной NSV 2872". 2003. Физика Космоса. Труды 32-й Международной студенческой научной конференции 3-7 февраля 2003 года. Екатеринбург. С. 255-257.

11. Кожевников В.П. "Телескоп системы Кассегрена с диаметром главного зеркала 70 см астрономической обсерватории Уральского университета". 1995. Тезисы докладов студенческой наг учной конференции "Физика Космоса". Екатеринбург. С. 29.

12. Кожевников В.П. "Устройство управления движением 70-см телескопа и регистрации данных в IBM-PC компьютере". 1999. Тезисы докладов и сообщений 28-й международной студенческой научной конференции "Физика Космоса". Екатеринбург. С. 53.

13. Kozhevnikov V.P. "High-speed photometry of cataclysmic variables using the three channel photometer". 2000. Joint European and National Astronomy Meeting. Abstracts. Moscow. P. 80.

14. Кожевников В.П. "Обнаружение оптических колебаний промежуточного поляра V709 Кассиопеи (RX J0028.8+5917)". 2001. Всероссийская астрономическая конференция. Тезисы докладов. Санкт-Петербург. С. 93.

15. Кожевников В.П. " Преимущества многоканальных фотометров в наблюдениях быстрых колебаний звезд и планетных прохождений" . 2001. Всероссийская астрономическая конференция. Тезисы докладов. Санкт-Петербург, С. 93.

16. Кожевников В.П. "Учет фона неба при наблюдениях с многоканальным фотометром". 2002. Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28 января - 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. С. 168.

17. Кожевников В.П. " Автоматическая гидирующая система 70-см телескопа". 2002. Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28 января 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. С. 169.

18. Кожевников В.П. "Обнаружение квазикогерентных колебаний блеска с периодом 4.7 часа в карликовой новой AT Спс". 2004. Физика космоса. Труды 33-й Международной студенческой научной конференции 2-6 февраля 2004 года. Екатеринбург. С. 291.

Работы 3, 4, 6, 8, 9, 10, 11, 12, 13, 14, 15, 16. 17, 18 выполнены автором самостоятельно. В работах 5, 7 участие авторов равное. В работах 1, 2 участие каждого из авторов можно считать пропорциональным вкладу его наблюдений в общую кривую блеска СМ Dra.

Литература

Андронов И.Л. // Астрон. ж. 1986. Т. 63. С. 274.

Воудт и Уорнер (Woudt P.A. and Warner В.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2002. V. 333. P. 411.

Доунс и др. (Downes R., Hoard D. W., Szkody P., Wächter S.) // Astron. J. 1995. V. 110. P. 1824.

Книгге и др. (Knigge C.K., Long K.S., Wade R.A., et al.) // Astrophys. J. 1998. V. 499. P. 414.

Ларрсон (Larrson S.) // in: "Proc. Cape Workshop on Magnetic CVs". / Eds. D.A.H. Buckley and B. Warner. ASP Conf. Ser. 1995. V. 85. P. 311.

Лиу и Xy (Liu W., Hu J. Y.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2000. V. 128. P. 387.

Мидледич и др. (Middleditch J., Imamura J.N., Steiman-Cameron T.Y.) // Astrophys. J. 1997. V. 489. P. 912.

Ногами и др. (Nogami D., Masuda S., Kato Т., Hirata R.) // Publ. Astron. Soc. Japan. 1999. V. 51. P. 115.

Паттерсон (Patterson J.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1994. V. 106. P. 209.

Паттерсон и др. (Patterson J., Thomas G., Skillman D.R., Diaz M.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1993. V. 86. P. 235.

Риттер и Колб (Ritter H., Kolb U.) // Astron. Astrophys. 2003. V. 404. P. 301.

Смак (Smak J.) // 1971. Acta Astron. V. 21. P. 15.

Уорнер (Warner B.) // Eprint arXiv:astro-ph/0310243. 2003. (To appear in the proceedings of IAU JD5 "White dwarfs: galactic and cosmological problems", eds. E. Sion, S. Vennes, H. Shipman).

Уорнер и Натер (Warner В. and Nather R.E.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1971. V. 152. P. 219.

Хеллиер (Hellier C.) // in: "Proc. Cape Workshop on Magnetic CVs". 1995. / Eds. D.A.H. Buckley and B. Warner. ASP Conf. Scr. V. 85. P. 185.

Цвиттер и Мунари (Zwitter Т., Munari U.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1994. V. 107. P. 503.

Шара и др. (Shara M. M., Livio М., Moffat А. F. J., Orio M.) // Astrophys. J. 1986. V. 311. P. 163.

I

Подписано в печать О 9 ОЬ г. формат 60X84 1/16 Бумага типографская_ Усл. Печ. Л. 1,5 Тираж 100 Заказ № 6 Ъ Печать офсетная Екатеринбург. К-83, пр. Ленина, 51. Типолаборатория УрГУ

í-4572

РНБ Русский фонд

2006-4 13060

1 Многоканальный фотометр

Коуровской обсерватории

1.1 Устройство многоканального фотометра Коуровской обсерватории

1.2 Исследование линейности и световых потерь по полю фотометра

1.3 Анализ шумов фотометра

1.4 Совершенствование конструкции фотометра.

1.4.1 Наблюдения в условиях нестабильной яркости неба

1.4.2 Канал для непосредственных измерений фона неба

1.4.3 Автоматическая гидирующая система 70-см телескопа

1.5 Преимущества многоканальной фотометрии.

2 Первое обнаружение оптических колебаний промежуточного поляра V709 Cas

2.1 Наблюдения

2.2 Анализ наблюдений и обсуждение результатов.

2.3 Выводы.

3 Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты в вероятной взрывной переменной NSV 2872 (Aur 2)

3.1 Наблюдения

3.2 Анализ наблюдений и результаты.

3.3 Обсуждение результатов.

3.4 Выводы.

Короткопериодические изменения блеска звезды V747 Cyg

4.1 Наблюдения

4.2 Анализ наблюдений и результаты.

4.3 Обсуждение результатов.

4.4 Выводы.

Обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Cam

5.1 Наблюдения

5.2 Анализ наблюдений и результаты.

5.3 Обсуждение результатов.

5.4 Выводы.

Актуальность темы. Из примерно четырех сотен миллиардов звезд нашей Галактики более половины не являются одиночными звездами подобно Солнцу, а образуют двойные и кратные системы. Взрывные переменные представляют собой особенно интересную группу двойных звезд. В такой двойной системе одна из звезд является белым карликом, а вторая - красным карликом позднего спектрального класса. Характерный размер таких двойных систем это размер системы Земля - Луна, а типичные орбитальные периоды заключены в диапазоне 1-10 часов. Красный карлик и белый карлик настолько близки друг к другу, что средняя взрывная переменная могла бы свободно разместиться внутри Солнца. Красная звезда-компаньон, заполняя свою полость Ро-ша, теряет вещество и передает его белому карлику. Из-за сохранения углового момента газ не может падать прямо на поверхность белого карлика. В системах, в которых белый карлик не имеет сильного магнитного поля, падающее вещество формирует аккреционный диск. Газ в диске постепенно приближается к белому карлику, высвобождая гравитационную потенциальную энергию. Аккреция вещества на белые карлики, обладающие мощным магнитным полем, происходит под управлением этого поля в виде аккреционных колонн. В видимой области спектра излучение аккреционного диска или аккреционной колонны обычно доминирует над излучением красной звезды и белого карлика.

Среди взрывных переменных наиболее известны Новые звезды. Они привлекают внимание благодаря огромной амплитуде изменений блеска - от 6т до 19т в течение времени от месяцев до лет. Вспышки Новых звезд вызваны термоядерным взрывом богатого водородом материала, который аккрецируется на белый карлик. Большинство известных Новых звезд в течение времени их наблюдений подвергались только одной вспышке, но некоторые известны как повторные Новые.

Другая группа взрывных переменных - карликовые новые звезды. Их вспышки не обладают такими большими амплитудами, как вспышки Новых звезд. Во вспышке карликовые новые только в 6-100 раз оказываются более яркими, чем в состоянии покоя, но эти вспышки происходят более часто. Вспышка карликовой новой, как считают, происходит благодаря высвобождению гравитационной потенциальной энергии, вызванной временным увеличением темпа передачи белому карлику вещества, накопленного в диске. Интересную группу карликовых новых образуют звезды подтипа SU UMa. Они показывают два вида вспышек: нормальные вспышки, и сверхвспышки, которые продолжаются в 5-10 раз дольше и имеют несколько большие амплитуды. Большинство карликовых новых, показывающих сверхвспышки, имеет короткие орбитальные периоды (меньше двух часов). В течение сверхвспышки звезды подтипа SU UMa показывают дополнительную модуляцию кривой блеска, называемую "сверхгорбами", которая вызвана прецессией аккреционного диска. Сверхгорбы обнаруживаются в кривой блеска как модуляция с периодом немного большим (несколько процентов), чем орбитальный период.

Еще одна группа взрывных переменных - новоподобные переменные. Разница между новоподобными переменными и карликовыми новыми в том, что новоподобные переменные не показывают вспышек. Темп массообмена в таких системах устойчив, и полная светимость изменяется относительно ее среднего уровня только слегка. Кроме того, темп массообмена в новоподобных переменных намного выше по сравнению с карликовыми новыми, находящимися в состоянии покоя, и поэтому их аккреционные диски очень ярки. Некоторые новоподобные переменные показывают сверхгорбы, подобно звездам подтипа SU UMa, находящимся в состоянии сверхвспышки. Однако, в отличие от звезд подтипа SU UMa, эти новоподобные переменные имеют сверхгорбы в своих кривых блеска почти все время, а периоды соответствующих колебаний блеска могут быть как больше, так и меньше орбитального периода. Интересно, что явление сверхгорбов не ограничено взрывными переменными. Они также наблюдались в объекте SS433, который является двойной звездой и в качестве одного из компонентов может содержать черную дыру, и в рентгеновских транзиентных источниках.

Особенно интересны взрывные переменные, в которых белый карлик имеет сильное магнитное поле (несколько десятков миллионов Гс). Поскольку вещество в аккреционном потоке частично ионизовано, в таких системах оно не может сформировать диск. Вместо этого плазма движется вдоль линий магнитного поля и падает на магнитные полюса белого карлика, образуя аккреционные колонны или аккреционные занавесы. При этом возникает мощное рентгеновское и ультрафиолетовое излучение. Много магнитных взрывных переменных обнаружено и продолжает обнаруживаться рентгеновскими спутниками. В системах, в которых магнитное поле белого карлика достаточно сильно, красная звезда и белый карлик находятся в синхронном вращении. Такие системы называются полярами (или звездами подтипа AM Her). Магнитное поле в этих звездах полностью управляет процессом аккреции. Поляры предоставляют идеальную возможность для изучения взаимодействия плазмы высокой плотности и очень сильных магнитных полей. В промежуточных полярах (или звездах подтипа DQ Her), которые, как считают, имеют более слабые магнитные поля, чем поляры, период вращения белого карлика не синхронизован с орбитальным движением и оказывается короче, чем орбитальный период. Процесс аккреции в них происходит через аккреционный диск с разрушенными внутренними частями, где магнитное поле достаточно мощно, чтобы влиять на поток плазмы. От внутренних частей аккреционного диска вещество течет на магнитные полюса белого карлика вдоль линий магнитного поля. Характерной особенностью промежуточных поляров являются высокостабильные строго периодические колебания, наблюдаемые в оптическом и рентгеновском излучении. Эти колебания вызваны несинхронным вращением магнитного белого карлика.

Новые взрывные переменные открываются постоянно. К настоящему времени идентифицировано более четырехсот таких систем (см., например, седьмое издание каталога Риттера и Колба (2003)). Каждый новый объект обнаруживает новые свойства, которые увеличивают наши знания явления взрывных переменных. Причина привлекательности взрывных переменных состоит в том, что они показывают чрезвычайно богатое разнообразие поведения во всех диапазонах электромагнитного спектра от радио до гамма-лучей и в широком диапазоне масштабов времени. Временной масштаб их переменности - от секунд до миллионов лет. Благодаря широкому разнообразию физических состояний и физических процессов взрывные переменные представляют собой уникальную лабораторию для изучения двух фундаментальных астрофизических процессов: аккреции и эволюции двойных звезд.

Одно из наиболее крупных достижений в нашем понимании взрывных переменных произошло благодаря интерпретации орбитальной кривой блеска карликовой новой U Gem, форма которой определялась излучением горячего пятна, возникающего на краю аккреционного диска в том месте, где струя аккреционного потока ударяет в диск (Смак, 1971; Уорнер и Натер, 1971). Тридцатью годами позже наше физическое понимание взрывных переменных значительно возросло, но наблюдатели все еще ссылаются на кривую блеска U Gem, как определяющую стандартную модель. К настоящему времени мы должны были бы знать орбитальные кривые блеска большого количества звезд, которые позволили бы понять, как различные орбитальные эффекты (излучение горячего пятна, переработка красной звездой излучения белого карлика, эффекты эллипсоидальности и т.д.) распределены среди различных подтипов взрывных переменных. Но таких исследований нет, поскольку получение достаточно точной орбитальной кривой блеска взрывной переменной оказывается трудной задачей. Причина этого заключается в том, что взрывные переменные обладают большим разнообразием периодических, квазипериодических и апериодических изменений блеска в различных временных масштабах, которые конечно представляют самостоятельный научный интерес, однако проявляют себя по отношению друг к другу как источники шума. Отсюда следует, что фотометрические исследования взрывных переменных специфичны. В них широко применяются Фурье-анализ и другие методы, позволяющие выделить представляющий интерес сигнал, который искажен шумом. Колебания блеска, полностью скрытые в шуме, могут быть обнаружены, только в том случае, когда наблюдения имеют достаточную продолжительность. Кроме того, чтобы охватить весь временной диапазон изменений блеска, фотометрические наблюдения взрывных переменных должны обладать достаточно высоким временным разрешением.

Кратко перечислим некоторые задачи фотометрических наблюдений взрывных переменных звезд. Кроме упомянутых выше орбитальных эффектов, в орбитальных кривых блеска могут наблюдаться затмения аккреционного диска красным карликом. Типичным примером затмен-ной системы является UX UMa (Уокер и Хербиг, 1954; Книгге и др., 1998). Изменения с орбитальным периодом могут вызываться также изменяющимся ракурсом аккреционной колонны в магнитных взрывных переменных (звездах типа AM Her) (Андронов, 1986). Изменения блеска в масштабе орбитального периода могут быть вызваны прецессирующим эксцентрическим или наклоненным к орбитальной плоскости аккреционным диском (положительные или отрицательные сверхгорбы) (Паттерсон и др., 1993, 2002).

Среди задач, требующих высокого временного разрешения, особенно интересными представляются наблюдения промежуточных поляров, переменность которых обусловлена несинхронным вращением магнитного белого карлика. Наблюдаемые периоды такой переменности находятся в диапазоне от десятков секунд до часов (Паттерсон, 1994). В некоторых классических полярах обнаружены квазипериодические колебания во временном масштабе секунд. В течение долгого времени такие колебания оставались обнаруженными только в четырех полярах (VV Pup, AN UMa, V834 Cen, EF Eri (Ларссон, 1995)) и не так давно были найдены еще в одном поляре, а именно BL Hyi (Мидледич и др., 1997). Высокого временного разрешения требуют и наблюдения квазикогерентных колебаний с периодами в диапазоне десятков секунд на спаде вспышки карликовых новых. Эти колебания также известны очень давно (Уорнер и Робинсон, 1972; Паттерсон, 1981), но и сейчас интерес к ним не ослабевает (Воудт, 2002). Нельзя не упомянуть и исследования быстрой хаотической переменности на временных масштабах от секунд до часов, называемой фликерингом взрывных переменных.

Благодаря развитию вычислительной техники в начале 80-х годов появилась возможность использовать малые электронно-вычислительные машины, такие как, например, ЭВМ "Наири-К", для непосредственной регистрации фотометрических данных. Примерно в то же время Государственным астрономическим институтом им. П.К. Штернберга была организована программа координированных наземных и космических наблюдений рентгеновских источников, некоторые из которых требовали наблюдений с высоким временным разрешением, которое способна обеспечить регистрация данных в ЭВМ. Благодаря этой программе и наличию ЭВМ "Наири-К", позволяющей осуществлять регистрацию данных (Кожевников, 1981), в Коуровской обсерватории возник интерес к проведению наблюдений такого рода. В рамках этой программы в Коуровской обсерватории проводились фотометрические наблюдения рентгеновских двойных, таких как Her Х-1 (HZ Her) и А0535+262, а также взрывных переменных AM Her и ТТ Ari. Немного позднее наблюдения взрывных переменных с высоким временным разрешением проводились нами в рамках программы координированных наблюдений "Поляр", осуществляемой под руководством Одесской астрономической обсерватории.

В этих наблюдениях применялся простой одноканальный фотометр. Хотя в то время были получены интересные наблюдательные результаты (Кожевников, 1986, 1988, 1992а), вскоре нам стало ясно, что одно-канальный фотометр недостаточно эффективен в наблюдениях с целью поиска и анализа быстрых колебаний блеска. Необходимость контроля эффектов, которые могут быть вызваны атмосферой Земли, требовала проводить измерения светового потока звезды сравнения, прерывая для этого наблюдения программной звезды. Это снижало информативность наблюдений. Очевидно фотометр, позволяющий проводить наблюдения программной звезды непрерывно, способен наиболее эффективно решать задачи поиска и анализа быстрых колебаний блеска, а для этого он должен обладать вторым каналом для непрерывных наблюдений звезды сравнения. Кроме того, фотометр, позволяющий проводить наблюдения одновременно двух звезд, находящихся на малом угловом разделении, способен компенсировать влияние поглощения света тонкими облаками и туманом, что должно увеличить общую продолжительность наблюдений. Для Коуровской обсерватории, расположенной в месте с неблагоприятными астроклиматическими условиями, это имеет большое значение.

Фотометр, позволяющий проводить наблюдения одновременно двух звезд, был сконструирован и изготовлен в Коуровской обсерватории автором работы еще в конце 80-х годов. С помощью него также были получены достаточно интересные результаты (Кожевников, 19926, 1993). Однако до эффективной работы этого фотометра было еще далеко. Двухзвездный фотометр использовался совместно с телескопом АЗТ-З, не имеющим компьютерного управления микрометрическими движениями, которое представлялось крайне необходимым. Даже его работа совместно с 70-см телескопом, также сконструированным и изготовленным в Коуровской обсерватории и введенным в эксплуатацию в 1994 г., который уже имел компьютерное управление (Кожевников, 1995, 1999), казалась все еще недостаточно эффективной. Необходимо было устранить недостатки конструкции фотометра, обнаруженные благодаря приобретению опыта в проведении двухзвездных фотометрических наблюдений. Поэтому цели настоящей диссертационной работы мы формулируем следующим образом:

Цель диссертации:

1. Сконструировать и изготовить автоматизированный многоканальный фотометр, обеспечивающий одновременные наблюдения двух звезд и позволяющий проводить наблюдения колебаний блеска переменных звезд во временных масштабах от секунд до часов;

2. Исследовать характеристики фотометра, точность измерений на нем и возможности обнаружения и анализа быстрых изменений блеска переменных звезд, проведя наблюдения звезд, характер переменности которых известен из литературных источников;

3. На основании проведенных исследований и приобретенного опыта работы модифицировать конструкцию фотометра с целью устранения обнаруженных недостатков и повышения его эффективности;

4. Провести фотометрические наблюдения ряда малоисследованных взрывных переменных звезд с целью обнаружения среди них объектов, показывающих новые и ценные в научном отношении наблюдательные факты;

5. Провести детальный анализ этих наблюдений с целью выяснения характерных особенностей обнаруженной переменности блеска и дать качественную интерпретацию результатов в свете существующих представлений о строении и эволюции взрывных переменных звезд.

Краткое содержание диссертации. Первая глава диссертации посвящена многоканальному фотометру Коуровской обсерватории. В ней описаны особенности конструкции фотометра, заключающиеся, главным образом, в том, что центрирование двух звезд в диафрагмах осуществляется с помощью оригинальной оптической системы, позволяющей с высокой точностью сохранять центрирование двух звезд в диафрагмах фотометра в течение наблюдательной ночи. Приводятся результаты исследования линейности измерений на фотометре и световых потерь по полю фотометра. На основании наблюдений затменной переменной CM Dra, проводившихся в рамках международной программы "ТЕР" (Transits of Extrasolar Planets), сделан анализ шумов фотометра и проведено сравнение точности дифференциальной фотометрии с помощью фотометра с точностью ПЗС-систем, применявшихся другими участниками программы ТЕР. Точность дифференциальной фотометрии на многоканальном фотометре при наблюдениях по программе ТЕР составляет 0т.005 и почти не уступает точности большинства ПЗС-систем, применявшихся другими участниками программы ТЕР (0т.004).

На основании проведенного анализа, позволившего количественно оценить вклад различных источников шума, сделан вывод о возможности повышения точности измерений на многоканальном фотометре. Улучшение точности может быть достигнуто, если применить канал для непосредственных измерений фона неба и автоматическую гидиру-ющую систему для поддержания точного центрирования звезд в диафрагмах фотометра в течение наблюдательной ночи. Эти устройства были сконструированы и изготовлены. Кратко описаны устройство канала фона и устройство гидирующей ПЗС-системы. На примерах наблюдений звезды CM Dra показана эффективность использования канала фона. На примере наблюдений звезды V471 Таи продемонстрированы возможности гидирующей ПЗС-системы, позволяющей автоматически поддерживать центрирование звезд в диафрагмах фотометра размером 12".

Далее продемонстрированы возможности многоканальной фотометрии. На примерах наблюдений звезд CM Dra и V405 Aur показаны такие преимущества многоканальной фотометрии, как возможность высокоточной дифференциальной фотометрии в нефотометрических условиях и подавление высокочастотного шума в дифференциальных кривых блеска, вызываемого дрожанием изображений звезд. На примере наблюдений звезды V709 Cas показана возможность обнаружения периодических колебаний с амплитудами до 0т.002 в кривых блеска достаточно слабых звезд (14т) при применении телескопов умеренного размера. На примере наблюдений планетного прохождения в звезде HD 209458 показано, что при наблюдениях ярких звезд шум кривой блеска определяется, главным образом, атмосферными сцинтилляциями (мерцанием звезд) и может быть менее 0т.001.

Следующие главы диссертации посвящены наблюдениям четырех звезд, в которых были обнаружены новые представляющие значительный научный интерес наблюдательные факты, анализу этих наблюдений и качественной интерпретации результатов. Вторая глава диссертации посвящена наблюдениям звезды V709 Cas, отождествляемой с промежуточным поляром ИХ J0028.8+5917. В третьей главе описано открытие когерентных колебаний блеска в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к взрывным переменным. В четвертой главе описаны результаты наблюдений звезды V747 Cyg. В пятой главе описано обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс, относящейся к карликовым новым подтипа Z Саш.

В звезде V709 Cas, отождествляемой с промежуточным по л яром RX J0028.8+5917, впервые найдены колебания блеска с периодом 312.77 с, соответствующим периоду колебаний в рентгеновском излучении. Этот период отождествляется с периодом вращения белого карлика. Кроме того, найдены колебания с периодом 317.94 с, соответствующим периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом двойной системы. Средние амплитуды этих колебаний равны 0Ш.005. Колебания с периодом 317.94 с показывают сильную первую гармонику, которая свидетельствует о несинусоидальной форме импульса этих колебаний. Наблюдательные данные, "свернутые" с этим периодом, обнаруживают двухпиковую форму импульса колебаний, которая оказалась в значительной степени переменной от ночи к ночи. В кривых блеска V709 Cas также обнаружен слабый периодический сигнал, соответствующий первой гармонике колебаний с периодом 312.77 с. Однако форма импульса этих колебаний оказалась квазисинусоидальной. Достаточно точно оцененная величина периода оптических колебаний, соответствующих рентгеновским колебаниям, переизлученным вторичным компонентом двойной системы (т.е. величина периода биений или, в других терминах, величина периода колебаний в орбитальной боковой полосе), позволила установить интервал, в котором может находиться орбитальный период системы V709 Cas. Этот интервал периодов равен 5.28-5.43 часа. Особенности формы импульсов оптических колебаний и сравнение их с данными рентгеновских наблюдений позволяют качественно интерпретировать результаты наблюдений V709 Cas в модели " аккреционного занавеса" (accretion curtain) промежуточных поляров.

Открыты когерентные колебания с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к взрывным переменным. В течение месяца наших наблюдений колебания были строго периодическими, тогда как их амплитуда показывала значительную переменность в пределах 0т.003 - 0т0.008. Недавно Лиу и Ху (2000) обнаружили, что спектр этой звезды не типичен для взрывной переменной, а показывает признаки звезды спектрального класса К. В связи с этим наблюдавшиеся колебания представляются довольно озадачивающими. Период и амплитуда найденных колебаний типичны для переменных типа 6 Set, но как спектр, так и цвет этой звезды говорят о том, что NSV 2872 находится вне полосы нестабильности переменных звезд этого типа. Наши наблюдения позволили обнаружить надежные признаки фликеринга в NSV 2872, который характерен для всех взрывных переменных, хотя активность фликеринга представляется довольно низкой. Также и в значительной степени переменная амплитуда периодических колебаний характерна для промежуточных поляров -взрывных переменных, содержащих несинхронно вращающийся магнитный белый карлик. Если считать NSV 2872 взрывной переменной, маловероятно чтобы колебания с периодом 87.65 минуты были связаны с орбитальным периодом системы, так как взрывные переменные с вторичными компонентами спектрального класса К и нормального химического состава не могут иметь таких коротких орбитальных периодов. Следовательно, NSV 2872 является, вероятно, промежуточным поляром. Отсутствие эмиссионных линий в спектре этой звезды (Лиу и Ху, 2000) и слабая активность фликеринга говорят о том, что NSV 2872 может быть необычной взрывной переменной, находящейся в состоянии очень низкого темпа массообмена.

Проведены фотометрические наблюдения звезды V747 Cyg, которая в "живом" издании каталога взрывных переменных (Доунс и др., 2001) причислена к подтвержденным взрывным переменным. Литературные данные о спектрах V747 Cyg противоречивы. Цвиттер и Мунари (1994) получили спектральные данные, подтверждающие природу этой звезды как взрывной переменной. Однако, основываясь на аналогичных спектральных данных, Доунс и др. (1995) заключили, что V747 Cyg является скорее двойной звездой с компонентами спектральных классов Be и М, а не взрывной переменной. Наши наблюдения показали полное отсутствие фликеринга в V747 Cyg на уровне тысячных долей звездной величины, а он должен быть характерен для всех взрывных переменных. Взамен кривые блеска V747 Cyg показали плавные и, по-видимому, периодические низкоамплитудные изменения, которые обнаруживались в течение каждой наблюдательной ночи. Когда V747 Cyg наблюдалась в двух цветах одновременно, эти изменения имели одинаковые фазы и амплитуды. Периодограммный анализ выявил вероятные периоды этих изменений 5.77, 7.41 и 7.59 часа. Эти периоды и амплитуда колебаний, также как и поведение колебаний в различных цветах, типичны для переменных Be звезд. Следовательно, V747 Cyg может быть переменной Be звездой, а не взрывной переменной.

Проведены фотометрические наблюдения звезды AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Саш. Данные наблюдений были получены в течение 13 ночей в феврале и марте 2003 г., когда AT Спс пребывала в состоянии промежуточного блеска (standstill). Анализ наблюдательных данных показал фотометрическую переменность с периодом 4.7 часа. Амплитуда этих колебаний наблюдалась в диапазоне 0т.006 — 0т.009, показывая изменения от ночи к ночи. Эти колебания показывают нестабильность периода и фазы в масштабе времени недель, типичную для сверхгорбов. Сравнение с орбитальным периодом, полученным Ногами и др. (1999) из измерений лучевой скорости AT Спс, показывает, что эти колебания могут представлять собой отрицательные сверхгорбы, так как их период в среднем на 3% короче орбитального периода. Эти результаты означают, что AT Спс является системой, показывающей перманентные сверхгорбы, которая имеет необычно большой орбитальный период и большое отношение масс компонентов. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Z Саш.

Отрицательные сверхгорбы обычно объясняют прецессией аккреционного диска, наклоненного к орбитальной плоскости. В таком случае колебания с периодом 4.7 часа должны быть колебаниями, соответствующими первой орбитальной боковой полосе прецессионных колебаний аккреционного диска, т.е. их частота должна быть равна сумме орбитальной частоты и частоты прецессии аккреционного диска. Кроме колебаний с периодом 4.7 часа, мы нашли признаки также нестабильного сигнала с периодом приблизительно 2.3 часа, который может соответствовать колебаниям во второй орбитальной боковой полосе, т.е. его частота должна быть равна сумме удвоенной орбитальной частоты и частоты прецессии аккреционного диска. К сожалению, нам не удалось обнаружить прецессионные колебания непосредственно. Их период должен лежать в интервале 5-12 дней, и полученных наблюдений недостаточно, для того чтобы уверенно обнаружить колебания с таким большим периодом. Средний спектр мощности AT Спс показывает широкий максимум на частотах в диапазоне 0.4-0.7 миллигерца. Этот максимум является признаком квазипериодических колебаний. Вершина максимума соответствует периодам 1700-1800 с, которые оказались очень близкими к 10% орбитального периода. Это может указывать на то, что AT Спс содержит магнитный белый карлик, создающий наклон аккреционного диска.

Научная новизна. В работе впервые сделано следующее:

1. Для центрирования звезд в диафрагмах многоканального фотометра и офсетного гидирования применена оригинальная оптическая система, обеспечивающая высокоточное центрирование звезд в течение наблюдательной ночи;

2. На основе Фурье-анализа проведен анализ шумов дифференциальных кривых блеска, полученных с помощью фотометра;

3. Показано, что шум в дифференциальной кривой блеска, вызываемый дрожанием звездных изображений в диафрагмах фотометра, может быть в значительной степени подавлен благодаря корреляции движения изображений;

4. В промежуточном поляре V709 Cas обнаружены оптические колебания с периодами 312.77 и 317.94 с, соответствующие колебаниям с периодом, найденным в рентгеновском излучении и отождествляемым с периодом вращения белого карлика, и колебаниям с периодом биений межу орбитальным периодом и периодом вращения белого карлика, а также их первые гармоники;

5. Поставлены пределы на возможную величину орбитального периода двойной системы V709 Cas. Орбитальный период должен находиться в интервале 5.26-5.43 часа;

6. Открыты когерентные колебания с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, заподозренной в принадлежности к типу взрывных переменных, говорящие о том, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром;

7. Найдены надежные признаки фликеринга в кривых блеска и спектрах мощности звезды NSV 2872. В спектре, полученном Лиу и Ху (2000), NSV 2872 не показала эмиссионных линий, что нетипично для взрывной переменной. Однако обнаружение слабого фликеринга говорит о том, что NSV 2872 может быть необычной взрывной переменной, находящейся в состоянии низкого темпа массообмена;

8. В кривых блеска и спектрах мощности звезды V747 Cyg, считавшейся спектрально подтвержденной взрывной переменной (Доунс и др., 2001), обнаружено полное отсутствие фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины. Следовательно, V747 Cyg не является взрывной переменной;

9. В кривых блеска звезды V747 Cyg найдены плавные и, по-видимому, периодические колебания с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа и амплитудой 0т.01 — 0т.02. Эти периоды и амплитуда, а также поведение колебаний в различных цветах, являются типичными для переменных Be звезд. Принимая во внимание литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995), можно с большой уверенностью полагать, что эта звезда является переменной Be звездой;

10. В кривых блеска звезды AT Спс, являющейся карликовой новой подтипа Z Cam, найдены колебания с периодом 4.7 часа. Сравнение с орбитальным периодом AT Спс, найденным Ногами и др. (1999), показывает, что эти колебания могут представлять собой отрицательные сверхгорбы, так как их период в среднем на 3% короче орбитального периода. Обнаружение этих колебаний означает, что AT Спс является системой, показывающей перманентные сверхгорбы, которая имеет необычно большой орбитальный период и большое отношение масс компонентов. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Z Саш.

Практическая и научная ценность. Практическая ценность работы заключается в том, что в ней показаны возможности многоканальных фотометров в получении высокоточных наблюдательных данных при проведении наблюдений в нефотометрических условиях. Такие наблюдения возможны, благодаря способности одновременных наблюдений двух звезд, находящихся на малом угловом разделении, компенсировать влияние на результаты измерений поглощения света тонкими облаками и туманом. Это не только увеличивает общую продолжительность наблюдений, но и делает полученные из наблюдений результаты в значительной степени независимыми от внешних условий. При такой методике наблюдений шумы дифференциальных кривых блеска характеризуются величинами, которые можно заранее рассчитать и, благодаря этому, избежать ошибочных выводов, когда шумы, вызываемые атмосферой Земли, могли бы быть интерпретированы как особенности изменений блеска, присущие исследуемой звезде. Непрерывность наблюдений в течение наблюдательной ночи, которой можно добиться, даже не смотря на появление тонких облаков или тумана, крайне важна для поиска и анализа периодических колебаний, скрытых в шуме. Большое значение для повышения точности измерений и улучшения чувствительности обнаружения быстрых периодических сигналов имеет также уменьшение шума, вызываемого дрожанием изображений звезд. Уменьшение этого шума происходит благодаря корреляции движения изображений двух звезд в диафрагмах фотометра при малых угловых разделениях. Показана также возможность использования автоматического гидирования. Автоматическое гидирование не только улучшает точность центрирования звезд в диафрагмах фотометра и позволяет использовать диафрагмы меньших размеров, но и существенно повышает производительность труда. При автоматическом гидировании получение непрерывных кривых блеска в течение продолжительных зимних ночей оказывается простым делом.

Практическую ценность имеет также сравнение чувствительности обнаружения скрытых в шуме периодических колебаний при применении различных методов анализа. Оказалось, что метод поиска скрытых периодичностей, основанный на использовании классического дисперсионного анализа в применении к данным, свернутым с перебором пробных периодов, обладает более высокой чувствительностью по сравнению с обычными спектрами мощности, вычисляемыми с помощью алгоритма быстрого преобразования Фурье. Не уступающим по чувствительности методу дисперсионного анализа оказался метод вычисления спектров мощности посредством аппроксимации синусоидой кривых блеска, свернутых с перебором пробных периодов. Однако этот метод обладает тем преимуществом, что оказывается нечувствительным к кратным периодам в свернутой кривой блеска, тогда как чувствительность к кратным периодам в методе дисперсионного анализа затрудняет интерпретацию результатов наблюдений.

Научная ценность работы состоит в обнаружении новых наблюдательных фактов для звезд V709 Cas, NSV 2872, V747 Cyg и AT Спс. Для V709 Cas, в которой оптические колебания обнаружены нами впервые, показано, что форма импульса колебаний в орбитальной боковой полосе существенно отличается от формы импульса колебаний, период которых соответствует рентгеновскому периоду, отождествляемому с периодом вращения белого карлика. Этот факт может быть интерпретирован в модели аккреционного занавеса промежуточных поляров (Хел-лиер, 1995), что ведет к лучшему пониманию процессов аккреции во взрывных переменных. Оценен орбитальный период системы V709 Cas, что имеет значение в понимании эволюционного статуса этой звезды. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты и слабого фликеринга в звезде NSV 2872, которая к моменту начала наблюдений не считалась взрывной переменной (Лиу и Ху, 2000), делает эту звезду очень интересным объектом, в некоторых аспектах напоминающим V471 Таи. Необычность этой звезды, а именно ее красный цвет и слабая активность фликеринга, служит пониманию вековой эволюции взрывных переменных и имеет отношение к модели "зимней спячки" (hibernation) взрывных переменных (Шара и др., 1986; Приальник и Шара, 1986). Наши наблюдения показали, что звезда V747 Cyg не является взрывной переменной. Однако характер обнаруженных изменений блеска, а также литературные данные о спектрах этой звезды (Цвиттер и Мунари, 1994; Доунс и др., 1995) говорят о том, что эта звезда может быть переменной Be звездой. Звезды этого типа в последнее время привлекают к себе большое внимание, что вызвано нерешенностью вопроса о механизмах переменности таких звезд. Обнаружение сверхгорбов в звезде AT Спс ценно тем, что в этой системе обнаружены отрицательные сверхгорбы, а звезды, показывающие таковые, являются редкими. Это тем более ценно, потому что AT Спс оказалась первой карликовой новой в подтипе Z Саш, показывающей сверхгорбы.

Основные результаты, полученные нами для звезд V709 Cas и NSV 2872, признаны за рубежом. Полученные нами наблюдательные данные для V709 Cas включены в седьмое издание каталога Риттера взрывных переменных (Риттер и Колб, 2003), в базу данных взрывных переменных Кубе и др. (Kube J., Gansicke В.Т., Hoffmann В.) на интернет-сайте http://minerva.uni-sw.gwdg.de/cvcat/tpp3.pl и в интернет-сайт Мукая (Mukai К.), посвященный промежуточным полярам, http://lheawww. gsfc.nasa.gov/users/mukai/iphome/iphome.html. Полученные нами наблюдательные данные для NSV 2872 включены в "живое" издание каталога взрывных переменных звезд Доунса и др. (2001) на интернет-сайте http://icarus.stsci.edu/~downes /cvcat и в базу данных взрывных переменных Кубе и др.

Апробация результатов.

Материалы диссертации докладывались и обсуждались на следующих конференциях:

1. Международной конференции "Disks, Planetesimals and Planets", Тенерифе, Испания, 2000 г.;

2. Международной конференции "Jenam-2000", Москва, 2000 г.;

3. Международной конференции "ls< Eddington Workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding", Кордоба, Испания, 2001 г.;

4. Всероссийской астрономической конференции, Санкт-Петербург, 2001 г.;

5. Конференции, посвященной семидесятилетию М.А. Свечникова, Екатеринбург, 2003 г.;

6. Международной конференции "Interacting Binary Stars - 2003", Одесса, 2003 г.

Результаты работы также представлялись на нескольких студенческих научных конференциях " Физика Космоса", ежегодно проводимых в Коуровской обсерватории, и на семинарах кафедры астрономии и геодезии и астрономической обсерватории УрГУ.

На защиту выносятся:

1. Особенности конструкции многоканального фотометра, сконструированного и изготовленного автором работы. Эти особенности заключаются в использовании для центрирования звезд в диафрагмах фотометра оригинальной оптической системы, позволяющей сохранять высокоточное центрирование двух звезд в диафрагмах, а также в применении автоматической гидирующей ПЗС-системы, позволяющей поддерживать высокоточное центрирование звезд в малых диафрагмах (12" — 16");

2. Первое обнаружение оптических колебаний с периодами 312.77 и 317.94 секунды промежуточного поляра V709 Cas, которые соответствуют рентгеновскому периоду и периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом, обнаружение особенностей формы импульсов оптических колебаний, которые позволяют интерпретировать результаты наблюдений в модели аккреционного занавеса промежуточных поляров, а также оценка величины орбитального периода двойной системы V709 Cas в пределах 5.26-5.43 часа;

3. Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872, которые показывают, что эта звезда с большой вероятностью является промежуточным поляром, а также обнаружение слабого фликеринга, который означает, что эта звезда является необычной взрывной переменной с очень низким темпом массообмена;

4. Обнаружение отсутствия фликеринга на уровне тысячных долей звездной величины и плавных и, по-видимому, периодических колебаний блеска звезды V747 Cyg с вероятными периодами 5.77, 7.41 и7.59 часа. Характерные особенности поведения этих колебаний в цветах В и R, наряду с литературными данными о спектрах этой звезды, классифицируют V747 Cyg как вероятную переменную Be звезду;

5. Обнаружение в звезде AT Спс колебаний блеска с периодом 4.7 часа, обладающих характерными особенностями поведения, типичными для сверхгорбов, которое означает, что AT Спс является первой карликовой новой подтипа Z Cam, показывающей сверхгорбы;

6. Эффективность фотометрических исследований взрывных переменных с использованием автоматизированного многоканального фотометра, который позволяет с высоким уровнем чувствительности обнаруживать колебания блеска на временных масштабах от секунд до часов.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Deeg H.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., Martin E., Oetiker В., Palaio-logou E., Schneider J., Afonso C., Dunham E.T., Jenkins J.M., Ninkov Z., Stone R., Zakharova P.E. "Near-term detectability of terrestrial extrasolar planets. ТЕР network observations of CM Draconis". 1998. Astronomy and Astrophysics. V. 338, P. 479-490.

2. Doyle L.R., Deeg H.J., Kozhevnikov V.P., Oetiker В., Martin E.L., Blue J.E., Rottler L., Stone R.P.S., Ninkov Z., Jenkins J.M., Sneider J., Dunham E.W., Doyle M.F., Paleologou E. "Observational Limits on Terrestrial-sized Planets around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm". 2000. The Astrophysical Journal. V. 535, P. 338-349.

3. Kozhevnikov V.P. "Detection of optical oscillations of the intermediate polar V709 Cassiopeae (RX J0028.8+5917)". 2001. Astronomy and Astrophysics. V. 366. P. 891-897.

4. Kozhevnikov V.P. "Discovery of a coherent 87.65-minute oscillation of the suspected cataclysmic variable NSV 2872 (Aur 2)". 2003. Astronomy and Astrophysics. V. 398. P. 267-275.

5. Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E., Nikiforova T.P. "Short-term brightness variations of V747 Cyg". 2003. New Astronomy. V. 9. P. 51-57.

6. Kozhevnikov V.P. "Detection of superhumps in the Z Camelopardalis-type dwarf nova AT Cnc at standstill". 2004. Astronomy and Astrophysics. V. 419. P. 1035-1044.

7. Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E. "The Two-Star Photometer at Kou-rovka Observatory: Design and Noise Analysis". In: "Proc. Eurocon-ference on Disks, Planetesimals and Planets". Puerto de la Cruz. Tenerife. Spain. January 2000. Eds. F. Garzon, C. Eiroa, D. de Winter, T.J. Mahoney. 2000. Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser. V. 219. P. 381-386.

8. Kozhevnikov V.P. "Advantages of multichannel photometers in observations of rapid stellar oscillations and planetary transits". In: Proc. Is* Eddington workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding". Cordoba. 11-15 June 2001. Eds F. Favata, I.W. Roxburgh, D. Galadi-Enriquez. 2002. ESA SP-485. P. 299-302.

9. Кожевников В.П. "Исследование четырехлучевого электрофотометра астрономической обсерватории Уральского университета". 1997. Астрономо-геодезические исследования: Некоторые задачи наблюдательной астрономии. Екатеринбург. С. 69 - 79.

10. Кожевников В.П. "Открытие когерентных колебаний с периодом 87.65 минут в вероятной взрывной переменной NSV 2872". 2003. Физика Космоса. Труды 32-й Международной студенческой научной конференции 3-7 февраля 2003 года. Екатеринбург. С. 255-257.

11. Кожевников В.П. "Телескоп системы Кассегрена с диаметром главного зеркала 70 см астрономической обсерватории Уральского университета". 1995. Тезисы докладов студенческой научной конференции " Физика Космоса". Екатеринбург. С. 29.

12. Кожевников В.П. "Устройство управления движением 70-см телескопа и регистрации данных в IBM-PC компьютере". 1999. Тезисы докладов и сообщений 28-й международной студенческой научной конференции "Физика Космоса". Екатеринбург. С. 53.

13. Kozhevnikov V.P. "High-speed photometry of cataclysmic variables using the three channel photometer". 2000. Joint European and National Astronomy Meeting. Abstracts. Moscow. P. 80.

14. Кожевников В.П. "Обнаружение оптических колебаний промежуточного поляра V709 Кассиопеи (RX J0028.8+5917)". 2001. Всероссийская астрономическая конференция. Тезисы докладов. Санкт-Петербург. С. 93.

15. Кожевников В.П. "Преимущества многоканальных фотометров в наблюдениях быстрых колебаний звезд и планетных прохождений". 2001. Всероссийская астрономическая конференция. Тезисы докладов. Санкт-Петербург, С. 93.

16. Кожевников В.П. "Учет фона неба при наблюдениях с многоканальным фотометром". 2002. Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28-января - 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. С. 168.

17. Кожевников В.П. "Автоматическая гидирующая система 70-см телескопа". 2002. Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28 января - 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. С. 169.

18. Кожевников В.П. "Обнаружение квазикогерентных колебаний блеска с периодом 4.7 часа в карликовой новой AT Спс". 2004. Физика космоса. Труды 33-й Международной студенческой научной конференции 2-6 февраля 2004 года. Екатеринбург. С. 291.

Работы 3, 4, 6, 8, 9, 10, 11,12,13,14, 15, 16. 17,18 выполнены автором самостоятельно. В работах 5, 7 участие авторов равное. В работах 1, 2 участие каждого из авторов можно считать пропорциональным вкладу его наблюдений в общую кривую блеска CM Dra.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

В данной диссертации рассматриваются задачи повышения точности фотометрических наблюдений в условиях нестабильной прозрачности атмосферы Земли и задачи обнаружения и анализа сигналов, скрытых в шуме, в применении к наблюдениям взрывных переменных звезд. Сконструирован и изготовлен автоматизированный многоканальный фотометр, позволяющий эффективно решать поставленные задачи. Это показано на примерах обнаружения в нескольких взрывных переменных звездах периодических колебаний, которые ранее не удавалось обнаружить. Ценность полученных результатов следует из того, что они не только помогают глубже понять природу наблюдавшихся звезд, но и в некоторой степени затрагивают общие проблемы, связанные с эволюцией взрывных переменных. В работе сделано следующее:

1. Сконструирован и изготовлен многоканальный фотометр, который, благодаря оригинальной конструкции устройства для центрирования двух звезд в диафрагмах, сохраняющего точное центрирование звезд в течение наблюдательной ночи, позволяет проводить непрерывные наблюдения. Способность фотометра, в котором измеряются интенсивности световых потоков одновременно двух звезд и фона неба, компенсировать влияние на результаты наблюдений поглощения света тонкими облаками и туманом позволяет проводить наблюдения в нефотометрических условиях и накапливать большие массивы наблюдательных данных.

2. Сконструирована и изготовлена автоматическая гидирующая система, которая при использовании совместно с 70-см телескопом, имеющим компьютерное управление микрометрическими движениями, позволяет использовать диафрагмы малых размеров (12"—16") в условиях некачественных атмосферных изображений звезд. Благодаря этому удается наблюдать достаточно слабые звезды (14т.5). Такие наблюдения могут быть полностью автоматизированы, что ведет к повышению производительности труда и позволяет накапливать большие массивы наблюдательных данных, не испытывая при этом дискомфорта от продолжительной работы в ночное время.

3. Проведено сравнение чувствительности обнаружения скрытых в шуме периодических колебаний при применении различных методов анализа. Оказалось, что метод обнаружения скрытых периодических колебаний, основанный на использовании классического дисперсионного анализа в применении к данным, свернутым с перебором пробных периодов, обладает более высокой чувствительностью по сравнению с обычными спектрами мощности, вычисляемыми с помощью алгоритма быстрого преобразования Фурье. Не уступающим по чувствительности методу дисперсионного анализа оказался метод вычисления спектров мощности посредством аппроксимации синусоидой кривых блеска, свернутых с перебором пробных периодов. Однако этот метод обладает тем преимуществом, что оказывается нечувствительным к кратным периодам в свернутой кривой блеска, тогда как чувствительность к кратным периодам в методе дисперсионного анализа затрудняет интерпретацию результатов наблюдений.

4. Наблюдения промежуточного поляра V709 Cas впервые позволили обнаружить оптические колебания с периодом 312.77 с, соответствующие рентгеновскому периоду, отождествляемому с периодом вращения белого карлика, и колебания с периодом 317.94 с, соответствующим периоду биений между периодом вращения белого карлика и орбитальным периодом. Поскольку это обнаружение сделано только спустя пять лет после отождествления соответствующего рентгеновского источника со звездой V709 Cas и после безуспешных попыток найти эти колебания другими наблюдателями, этот факт характеризует эффективность сконструированного нами фотометра в обнаружении скрытых в шуме периодических колебаний. Найденные нами особенности оптических колебаний V709 Cas позволяют интерпретировать их в рамках модели аккреционного занавеса промежуточных поляров. Ценным представляется также тот факт, что мы на основании общих представлений о промежуточных полярах и результатов наших фотометрических наблюдений смогли предсказать величину орбитального периода системы

V709 Cas в пределах 5.26-5.43 часа, не измеряя ее непосредственно. Проведенные позднее другими авторами оценки орбитального периода с помощью измерений лучевой скорости V 709 Cas подтвердили это предсказание (Боннет-Бидо и др., 2001). С философской точки зрения это означает, что наши представления о промежуточных полярах близки к действительности.

5. Открыты когерентные колебания блеска с периодом 87.65 минуты в звезде NSV 2872. Спектральные данные, полученные другими авторами, классифицируют эту звезду не как взрывную переменную, а как обычную звезду спектрального класса К. Поэтому открытие этих колебаний делает NSV 2872 очень интересным объектом. Объяснить эти колебания можно, если предположить, что NSV 2872 является все же взрывной переменной, но с необычно низким темпом массообмена. Найденные нами строго периодические колебания могут быть вызваны вращением магнитного белого карлика в двойной системе, т.е. NSV 2872 может быть промежуточным по-ляром в низком состоянии светимости. Существование взрывных переменных с очень низким темпом массообмена предполагается в некоторых моделях циклической вековой эволюции взрывных переменных, основывающихся как на теоретических расчетах, так и на наблюдательных фактах. Открытие когерентных колебаний в NSV 2872 в некотором смысле подтверждает такие модели циклических переходов взрывных переменных от активного состояния к неактивному.

6. Наши наблюдения спектрально подтвержденной взрывной переменной V747 Cyg не показали признаков фликеринга, что характеризует эту звезду как не являющуюся взрывной переменной. Взамен они позволили обнаружить в кривой блеска плавные и, по-видимому, периодические изменения с вероятными периодами 5.77, 7.41 и 7.59 часа. Обнаруженная переменность, наряду с литературными данными о спектрах этой звезды, характеризует V747 Cyg как возможную переменную Be звезду. Этот результат представляется ценным. Вследствие нерешенности проблем, связанных с механизмами, вызывающими переменность Be звезд, такие звезды в последнее время привлекают к себе пристальное внимание наблюдателей и теоретиков.

7. Обнаружены колебания блеска с периодом 4.7 часа в звезде AT Спс, принадлежащей к карликовым новым подтипа Z Саш. Сравнение найденного периода с орбитальным периодом этой системы, полученным Ногами и др. (1999) из измерений лучевой скорости, показывает, что эти колебания представляют собой отрицательные сверхгорбы. Обнаружение этих колебаний означает, что AT Спс является системой, показывающей перманентные сверхгорбы и обладающей при этом необычно большим орбитальным периодом и большим отношением масс компонентов. Это также первое обнаружение сверхгорбов в карликовой новой подтипа Z Cam.

Главный вывод работы может быть сформулирован следующим образом: многоканальные фотометры позволяют получать результаты высокого научного уровня даже в неблагоприятных астроклиматических условиях. Это обусловлено возможностью непрерывных наблюдений исследуемой звезды и подавлением атмосферных и инструментальных помех благодаря одновременным наблюдениям звезды сравнения.

1. Аертс и др. (Aerts С., De Cat P., Peeters E., et al.) // Astron. Astrophys. 1999. V. 343. P. 872.

2. Аллан и др. (Allan A., Horne K., Hellier C., et al.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1996. V. 279. P. 1345.

3. Андронов И.JI. // Астрон. журн. 1986. Т. 63. С. 274.

4. Аугустейн и др. (Augusteijn Т., Heemskerk М.Н.М., Zwarthoed G.A.A., van Paradijs, J.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1994. V. 107. P. 219.

5. Афифи А.А., Эйзен С.П. Статистический анализ: Подход с использованием ЭВМ. Пер. с англ. // М.: Мир, 1982.

6. Ашока и др. (Ashoka B.N., Marar Т.М.К., Seetha S., et al.) // Astron. Astrophys. 1995. V. 297. P. L83.

7. Бааде и Ривиниус (Baade D. and Rivinius Th.) // in: "The Third MONS Workshop: Science Preparation and Target Selection". / Eds. T.C. Teixeira and T.R. Bedding. Aarhus Universitet. 2000. P. 65.

8. Баба и др. (Baba H., Sadakane К., Norimoto Y., et al.) // Publ. Astron. Soc. Japan. 2002. V. 54. P. L7.

9. Балона (Balona L.A.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1990. V. 245. P. 92.

10. Балона (Balona L.A.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1995. V. 277. P. 1547.

11. Барвиг и др.(Ваг\^ H., Schoembs R., Buckenmayer С.) // Astron. Astrophys. 1987. V. 175. P. 327.

12. Бельмонте и др. (Belmonte J.A., Chevreton M., Mangeney A., et al.) // Astron. Astrophys. 1991. V. 246. 'P. 71.

13. Бендат Дж., Пирсол А. Прикладной анализ случайных данных. Пер. с англ. // М.: Мир, 1989.

14. Бернасса и др. (Bernassa P.L., Canton G., Stagni R., et al.) // Astron. Astrophys. 1978. V. 70. P. 821.

15. Бидельман (Bidelman W.P.) // Inf. Bull. Var. Stars. 1984. N. 2514.

16. Бирман и др. (Beuermann К., Baraffe I., Kolb U., Weichhold M.) // Astron. Astrophys. 1998. V. 339. P. 518.

17. Бисикало Д.В., Боярчук A.A., Кайгородов П.В., Кузнецов О.А., Матсуда Т. // Астрон. журн. 2004. Т. 81. С. 648.

18. Болыпев Л.Н., Смирнов Н.В. Таблицы математической статистики. // М.: Наука, 1983.

19. Боннет-Бидо и др. (Bonnet-Bidaud J. М., Mouchet М., de Martino D., Matt G., Motch C.) // Astron. Astrophys. 2001. V. 374. P. 1003.

20. Браун и Джиллиланд (Brown T.M. and Gilliland R.L.) // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 1994. V. 32. P. 37.

21. Брилинджер Д.P. Временные ряды. Обработка данных и теория. Пер. с англ. // М.: Мир, 1980. .

22. Брух (Bruch А.) // Astron. Astrophys. 1992. V. 266. P. 237.

23. Брух (Bruch А.) // Acta Astron. 1997. V. 47. P. 307.

24. Брух и др. (Bruch A., Vrielmann S., Hessman F.V., Kochsiek A., Schimpke T.) // Astron. Astrophys. 1997. V. 327. P. 1107.

25. Брухвейлер и Сион (Bruhweiler F. С. and Sion E. M.) // Astrophys. J. 1986. V. 304. P. L21.

26. Ваелкенс (Waelkens C.) // Astron. Astrophys. 1991. V. 246. P. 453.

27. Вауклаир и др. (Vauclair G., Goupil M.J., Baglin A., et al.) // Astron. Astrophys. 1989. V. 215. P. L17.

28. Велш и др. (Welsh W.F., Home К., Gomer R.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1995. V. 275. P. 649.

29. Вербунт (Verbunt F.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1997. V. 290. P. L55.

30. Викрамасинг и др. (Wickramasinghe D.T., Wu К., Ferrario L.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1991. V. 249. P. 460.

31. Висневски и Макмиллан (Wisnewski W.Z. and McMillan R.S.) // Astron. J. 1987. V. 93. R 1264.

32. Воудт и Уорнер (Woudt RA. and Warner B.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2002. V. 333. P. 411.

33. Вуд (Wood R.B.) // Astron. J. 1967. V. 72. P. 1255.

34. Вуд и др. (Wood M.A., Montgomery M.M., Simpson J.C.) // Astrophys. J. 2000. V. 535. P. L39.

35. Грауер и Бонд (Grauer A.D. and Bond H.E.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1981. V. 93. P. 388.

36. Грек и др. (Grec G., Fossat E., Brandt P., Deubner F.L.) // Astron. Astrophys. 1977. V. 77. P. 347.

37. Де Мартино и др. (de Martino D., Silvotti R., Gonzalez Perez J. M., et al.) // in: "The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects". / Eds. B.T. Gansicke, K. Beuermann, K. Reinsch. ASP Conf. Ser. 2002. V. 261. P. 145.

38. Дейг и др. (Deeg H.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., et al.) // Astron. Astrophys. 1998. V. 338. P. 479.

39. Джиллиланд (Gilliland R. L.) // Astrophys. J. 1982. V. 263. P. 302.

40. Джиллиланд и Браун (Gilliland R.L. and Brown T.M.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1988. V. 100. P. 754.

41. Джиованелли и др. (Giovanelli F., Auriemma G., Costa E., et al.) // Acta Astron. 1980. V. 30. P. 565.

42. Дзиембовски и Иерзикевич (Dziembowski W.A. and Jerzykiewicz M.) // Astron. Astrophys. 1999. V. 341. P. 480.

43. Дойл и др. (Doyle L.R., Deeg H.J., Kozhevnikov V.P., et al.) // Astrophys. J. 2000. V. 535. P. 338.

44. Доунс и Шара (Downes R.A. and Shara M.M.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1993. V. 105. P. 127.

45. Доунс и др. (Downes R., Hoard D.W., Szkody P., Wachter S.) // Astron. J. 1995. V. 110. P. 1824.

46. Доунс и др. (Downes R.A., Webbink R.F., Shara M.M.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1997. V. 109. P. 345.

47. Доунс и др. (Downes R.A., Webbink R.F., Shara M.M., et al.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 2001. V. 113. P. 764.

48. Жиляев Б.Е., Романюк Я.О., Святогоров О.A. // Астрон. журн. 1992. Т. 69. С. 895.

49. Иенсен и др. (Jensen К.A., Swank J.H., Petre R., et al.) // Astrophys. J. 1986. V. 309. P. L27.

50. Иха и др. (Jha S., Charbonneau D., Granavich P.M.) // Astrophys. J. 2000. V. 540. P. L45.

51. Казанасмас M.C., Завершнева JI.А., Томак Л.Ф. // Атлас и каталог звездных величин фотоэлектрических стандартов. Киев, 1981.

52. Кемп и др. (Kemp J., Patterson J., Thorstensen J.R., et al.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 2002. V. 114. P. 623.

53. Кинг и Ласота (King A.R. and Lasota J-P.) // Astrophys. J. 1991. V. 378. P. 674.

54. Кинг и др. (King A.R., Frank J., Kolb U., Ritter H.) // 1995. Astrophys. J. V. 444. P. L37.

55. Кинг и др. (King A.R., Frank J., Kolb U., Ritter H.) // Astrophys. J. 1996. V. 467. P. 761.

56. Киплинджер (Kiplinger A.L.) // Astrophys. J. 1979. V. 234. P. 997.

57. Клейнман и др.(К1етшап S.J., Nather R.E., Phillips Т.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1996. V. 108. P. 356.

58. Книгге и др. (Knigge С.К., Long K.S., Wade R.A., et al.) // Astrophys. J. 1998. V. 499. P. 414.

59. Кожевников В.П. // Астрон. циркуляр. 1981. No. 1183.

60. Кожевников В.П. // Астрон. циркуляр. 1986. No. 1455.

61. Кожевников В.П. // Переменные звезды. 1988. Т. 22. С. 856.

62. Кожевников (Kozhevnikov V.P.) // Commun. Spec. Astron. Obs. 1992a. V. 69. P. 9.

63. Кожевников (Kozhevnikov V.P.) // in: Stellar Magn.: Proc. Int. Meet. Probl. "Phys. and Evol. Stars", Nizhnij Arkhyz, 30 Sept. 5 Oct., 1991. St-Petersburg. 19926. P. 173.

64. Кожевников В.П. // Астрономо-геодезические исследования. Звездные скопления и двойные системы. Екатеринбург. 1993. С. 106.

65. Кожевников В.П. // Тезисы докладов и сообщений студенческой научной конференции "Физика Космоса". Екатеринбург. 1995. С. 29.

66. Кожевников В.П. // Астрономо-геодезические исследования: Некоторые задачи наблюдательной астрономии. Екатеринбург. 1997. С. 69.

67. Кожевников В.П. // Тезисы докладов и сообщений 28-й международной студенческой научной конференции "Физика Космоса". Екатеринбург. 1999. С. 53.

68. Кожевников (Kozhevnikov V.P.) // Astron. Astrophys. 2001a. V. 366. P. 891.

69. Кожевников В.П. // Всероссийская астрономическая конференция, тезисы докладов. Санкт-Петербург. 20016. С. 93.

70. Кожевников В.П. // Всероссийская астрономическая конференция, тезисы докладов. Санкт-Петербург. 2001в. С. 93.

71. Кожевников В.П. // Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28 января 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. 2002а. С. 168.

72. Кожевников В.П. // Физика Космоса. Труды 31-й Международной студенческой научной конференции 28 января 1 февраля 2002 года. Екатеринбург. 20026. С. 169.

73. Кожевников (Kozhevnikov V.P.) //in: Proc. 1st Eddington workshop "Stellar Structure and Habitable Planet Finding", Cordoba, 11-15 June 2001. / Eds. F. Favata, I.W. Roxburgh, D. Galadi-Enriquez. ESA SP-485. 2002b. P. 299.

74. Кожевников (Kozhevnikov V. P.) // Astron. Astrophys. 2003a. V. 398. P. 267.

75. Кожевников В.П. // Физика Космоса. Труды 32-й Международной студенческой научной конференции 3-7 февраля 2003 года. Екатеринбург. 20036. С. 255.

76. Кожевников В.П. // Физика Космоса. Труды 33-й Международной студенческой научной конференции 2-6 февраля 2004 года. Екатеринбург. 2004а. С. 291.

77. Кожевников (Kozhevnikov V.P.) // Astron. Astrophys. 20046. V 419. P. 1035.

78. Кожевников и Захарова (Kozhevnikov V.P. and Zakharova P.E.) // in: "Proc. Euro conference on Disks, Planetesimals and Planets". / Eds. F. Garzon, C. Eiroa, D. de Winter, T.J. Mahoney. ASP Conf. Ser. 2000. V. 219. P. 381.

79. Кожевников и Кожевникова (Kozhevnikov V.P. and Kozhevnikova A.V.) // Inf. Bull. Variable Stars. 2002. No. 5252.

80. Кожевников и др. (Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E., Nikiforova T.P.) // New A. 2003. V. 9. P. 51.

81. Кожевникова A.B., Кожевников В.П., Полушина T.C., Захарова П.Е., Свечников М.А. // Астрон. журн. 2004. Т. 48. С. 751.

82. Кордова и др. (Cordova F.A., Mason К.О., Nelson J.E.) //Astrophys. J. 1981. V. 245. P. 609.

83. Крамптон и др. (Crampton D., Cowley A.P. Fisher W.A.) // Astrophys. J. 1986. V. 300. P. 788.

84. Кукаркин Б.В., Холопов П.Н., Артюхина Н.М. и др. Новый каталог звезд заподозренных в переменности блеска. // М.: Наука. 1982.

85. Купере (Cuypers J., Balona L.A., Marang F.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1989. V. 81. P. 151.

86. Къелдсен и Франдсен (Kjeldsen H. and Frandsen S.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1992. V. 104. P. 413.

87. Къелдсен и Беддинг (Kjeldsen H. and Bedding T.R.) // Astron. Astrophys. 1995. V. 293. P. 87.

88. Ларрсон (Larrson S.) // in: "Proc. Cape Workshop on Magnetic CVs". / Eds. D.A.H. Buckley and B. Warner. ASP Conf. Ser. 1995. V. 85. P. 311.

89. Лейси (Lacy C.H.) // Astrophys. J. 1977. V. 218. P. 444.

90. Лиу и Ху (Liu W. and Hu J.Y.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 2000. V. 128. P. 387.

91. Лиу и др. (Liu W., Hu J. Y., Zhu X. H., Li Z.U.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1999. V. 122. P. 243.

92. Лиу и др. (Liu W., Hu J.Y., Li Z.U., Cao L.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1999. V. 122. P. 257.

93. Маедер и Руфенер (Maeder A. and Rufener F.) // Astron. Astrophys. 1972. V. 20. P. 437.

94. Марри и Армитейдж (Murray J.R. and Armitage P.J.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1998. V. 300. P. 561.

95. Марри и др. (Murray J.R., Warner В., Wickramasinghe D.T.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2000. V. 315. P. 707.

96. Марри и др. (Murray J.R., Chakrabarty D., Graham A., et al.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2002. V. 335. P. 247.

97. Мидледич и др. (Middleditch J., Imamura J.N., Steiman-Cameron T.Y.) // Astrophys. J. 1997. V. 489. P. 912.

98. Миссельт (Misselt K.A.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1996. P. 108. V. 146.

99. Монтгомери (Montgomery M.M.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2001. V. 325. P. 761.

100. Мотч и др. (Motch С., Haberl F., Guilliot P., et al.) // Astron. Astrophys. 1996. V. 307. P. 459.

101. Мунари и Цвиттер (Munari U. and Zwitter Т.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1998. V. 128. P. 277.

102. Мунари и др. (Munari U., Zwitter Т., Bragaglia A.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1997. V. 122. P. 495.

103. Ногами и др. (Nogami D., Masuda S., Kato Т., Hirata R.) // Publ. Astron. Soc. Japan. 1999. V. 51. P. 115.

104. Нортон и др. (Norton A.J., Beardmore A.P., Allan A., Hellier C.) // Astron. Astrophys. 1999. V. 347. P. 203.

105. Осаки (Osaki J.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1996. V. 108. P. 39.

106. Паттерсон (Patterson J.) // Astron. J. 1979. V. 84. P. 804.

107. Паттерсон (Patterson J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1981. V. 45. P. 517.

108. Паттерсон (Patterson J.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1984. V. 54. P. 443.

109. Паттерсон (Patterson J.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1994. V. 106. P. 209.

110. Паттерсон и Прайс (Patterson J. and Price C.M.) // Astrophys. J. 1981. V. 243. P. L83.

111. Паттерсон и др. (Patterson J., Thomas G., Skillman D.R., Diaz M.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1993. V. 86. P. 235.

112. Паттерсон и др. (Patterson J., Fenton W.H., Thorstensen J.R., et al.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 2002. V. 114. P. 1364.

113. Перси (Percy J.R.) // Astron. J. 1983. V. 88. P. 427.

114. Приальник и Шара (Prialnik D. and Shara M.M.) // Astrophys. J. 1986. V. 311. P. 172.

115. Реттер и Нейлор (Retter A. and Naylor T.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2000. V. 319. P. 510.

116. Реттер и др. (Retter A., Leibowitz Е.М., Ofek Е.О.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1997. V. 286. P. 745.

117. Реттер и др. (Retter A., Chou Y., Bedding T. // in: The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects. / Eds. В. T. Gansicke, K. Beuermann, K. Reinsch. // 2002a. ASP Conf. Ser. V. 261. P. 527.

118. Реттер и др. (Retter A., Chou Y., Bedding T.R. and Naylor T.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 20026. V. 330. P. L37.

119. Реттер и др. (Retter A., Hellier C., Augusteijn Т., et al.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2003. V. 340. P. 679.

120. Риттер и Колб (Ritter H. and Kolb U.) // Astron. Astrophys. 2003. V. 404. P. 301.

121. Робинсон и др. (Robinson E.L., Barker E.S., Cochran A.L., Cochran W.D., Nather R.E.) // Astrophys. J. 1981. V. 251. P. 611.

122. Родригес и др. (Rodriguez E., Lopez de Coca P., Rolland A., Garrido R., Costa V.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1994. V. 106. P. 21.

123. Ругемер (Rugemer H.) // Astron. Nachr. 1933. V. 248. P. 409.

124. Скилльман (Skillman D.R.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1996. V. 108. P. 130.

125. Скилльман и др. (Skillman D.R., Harvey D.A., Patterson J., et al.) // Astrophys. J. 1998. V. 503. P. L67.

126. Скилльман и др. (Skillman D.R., Patterson J., Kemp J., et al.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1999. V. 111. P. 1281.

127. Смак (Smak J.) // 1971. Acta Astron. V. 21. P. 15.

128. Смит (Smith M.A.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1999. V. 111. P. 472.

129. Стигс и др. (Steeghs D., Harlaftis E.T., Home K.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1997. V. 290. P. L28.

130. Стовер (Stover R.J.) // Astrophys. J. 1981. V. 249. P. 673.

131. Сулливан (Sullivan D.J.) // Proc. Astron. Soc. Aust. 1991. V. 9. P. 302.

132. Торстенсен и др. (Thorstensen J.R., Fenton W.H., Patterson J.O., et al.) // Astrophys. J. 2002. V. 567. P. L49.

133. Уокер и Хербиг (Walker M.F. and Herbig G.H.) // Astrophys. J. 1954. V. 120. P. 278.

134. Уорнер (Warner B.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1987. V. 227. P. 23.

135. Уорнер (Warner B.) // Eprint arXiv:astro-ph/0310243. 2003. (To appear in the proceedings of IAU JD5 "White dwarfs: galactic and cosmological problems", eds. E. Sion, S. Vennes, H. Shipman.)

136. Уорнер и Натер (Warner В. and Nather R.E.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1971. V. 152. P. 219.

137. Уорнер и Робинсон (Warner В. and Robinson E.L.) // Nature Phys. Sci. 1972. V. 239. P. 2.

138. Фергюсон и др. (Ferguson D.H., Green R.F., Liebert J.) // Astrophys. J. 1984. V. 287. P. 320.

139. Флоря Н.Ф. и Кукаркин Б.В. // Переменные звезды. 1935. Т. 5. С. 19.

140. Хаберл и Мотч (Haberl F. and Motch С.) // Astron. Astrophys. 1995. V. 297. P. L37.

141. Хаберл и др. (Haberl F., Thorstensen J.R., Motch C., et al.) // Astron. Astrophys. 1994. V. 291. P. 171.

142. Харви и др. (Harvey D., Skillman D.R., Patterson J., Ringwald F.A.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1995. V. 107. P. 551.

143. Хеллиер (Hellier C.) // in: "Proc. Cape Workshop on Magnetic CVs". / Eds. D.A.H. Buckley and B. Warner. ASP Conf. Ser. 1995. V. 85. P. 185.

144. Хеллиер и др. (Hellier С., Ramseuer T.F., Jablonski F.J.) // Mon.

145. Not. R. Astron. Soc. 1994. V. 271. P. L25.

146. Хессман (Hessman F.V.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1988. V. 72. P. 515.

147. Хауелл и Якоби (Howell S.B. and Jacoby G.H.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1986. V. 98. P. 802.

148. Хрузина T.C. и Шугаров С.Ю. Атлас катаклизмических переменных звезд. Звезды типа U Geminorum // Издательство Московского университета. 1991.

149. Цвиттер и Мунари (Zwitter Т. and Munari U.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1994. V. 107. P. 503.

150. Цвиттер и Мунари (Zwitter Т. and Munari U.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1995. V. 114. P. 575.

151. Цвиттер и Мунари (Zwitter Т. and Munari U.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1996. V. 117. P. 449.

152. Циннер (Zinner E.) // Astron. Nachr. 1932. V. 246. P. 17.

153. Шара (Shara M.M.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1989. V. 101. P. 5.

154. Шара и др. (Shara M.M., Livio M., Moffat A.F.J., Orio M.) // Astrophys. J. 1986. V. 311. P. 163.

155. Шафтер и др. (Shafter A.W., Szkody P., Liebert J., et al.) // Astrophys. J. 1985. V. 290. P. 707.

156. Шварценберг-Черни (Schwarzenberg-Czerny A.) // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1989. V. 24. P. 153.

157. Штейнер и др. (Steiner J.E., Schwartz D.A., Jablonski F.J., et al.) // Astrophys. J. 1981. V. 249. L. 21

158. Шутт (Schutt R.L.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1993. V. 105. P. 22.

159. Янг (Young A.T.) // Astron. J. 1967. V. 72. P. 747.

160. Янг (Young A.T.) // Astrophys. J. 1974. V. 189. P. 587.

161. Янг и др. (Young A.T., Genet R.M., Boyd L.J., et al.) // Publ. Astron. Soc. Рас. 1991. V. 103. P. 221.