Поиск и исследование пылевых оболочек в галактических и внегалактических объектах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

ОСНОВНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ ВВЕДЕНИЕ

ГЛАВА I. ИНФРАКРАСНЫЙ КОМПЛЕКС АППАРАТУРЫ ГАИШ И МЕТОДИКА СПЕКТРАЛЬНЫХ И МНОГОЦВЕТНЫХ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ

1.1. Комплекс аппаратуры ГАИШ для астрофизических наблюдений в инфракрасном диапазоне. Методика наблюдений.

1.2. Пропускание атмосферы в инфракрасном диапазоне в Крыму. Учет атмосферной экстинкции в инфракрасном диапазоне.

1.3. Стандартные звезды для инфракрасной фотометрии. Сравнение нашей фотометрической системы со стандартной (аризонской) системой Джонсона.

1.4. Общие представления о проблеме исследований. 34 Выводы

ГЛАВА И. СТАТИСТИЧЕСКИЙ АНАЛИЗ ИНФРАКРАСНЫХ НАБЛЮДЕНИЙ ИССЛЕДУЕМЫХ ОБЪЕКТОВ (1975-1999 ГГ.).

II. 1. Список объектов и их средние фотометрические особенности.

11.2. Средние параметры звездных компонентов исследуемых объектов.

11.3. Средние параметры пылевых оболочек исследуемых объектов.

11.4. Сортировка объектов по оптической толщине пылевых оболочек (критерий - показатель цвета K-L).

Выводы

ГЛАВА III. ИССЛЕДОВАНИЯ ОБЪЕКТОВ С ПЫЛЕВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ ИМЕЮЩИМИ ЗАМЕТНУЮ ОПТИЧЕСКУЮ ТОЛЩИНУ

111.1. Симбиотические новые: V1016 Cyg и НМ Sge.

111.2. Симбиотические звезды близкие к D-типу: СН Cyg и ТХ CVn

111.3. Поиск пылевых оболочек углеродных звезд: UV Aur, NQ Gem и RWLMi.

111.4. Модели пылевых оболочек. 13 5 Выводы

ГЛАВА IV. ИССЛЕДОВАНИЯ ОБЪЕКТОВ С ОПТИЧЕСКИ ТОНКИМИ ПЫЛЕВЫМИ ОБОЛОЧКАМИ

IV. 1. Поиск пылевых оболочек в серпенгидах RX Cas, КХ And, V367 Cyg и алголе TXUMa.

IV.2. Симбиотические звезды S-типа: Z And, CI Cyg, BF Cyg, AG Dra, V443 Her, AX Per, FG Ser, V1329 Cyg.

IV.3. Поиск пылевых оболочек в долгопериодических двойных: £ Aur, С, Aur,

VV Сер, ZZ CMi, WY Gem.

IV.4. Оптическая и инфракрасная фотометрия FG Sge до осени 1992 г. 244 IV.5. Инфракрасная фотометрия рентгеновской Новой ХТЕ J1118+4800 в апреле-июле 2000 г.

Выводы

ОСНОВНЫЕ ОБОЗНАЧЕНИЯ И СОКРАЩЕНИЯ

АД - аккреционный диск.

АЧТ, (ВВ) - абсолютно черное тело.

АЯГ - активные ядра галактик

Диаграмма ГР - диаграмма Герцшпрунга-Рассела

ИК - инфракрасный (ое, ые).

МЗ - межзвездный (ые).

МЗП - межзвездное поглощение.

МС - межзвездная среда.

ОКПЗ - Общий каталог переменных звезд.

ПО - пылевые оболочки.

ПО/О - пылевые оболочки/облака.

ПОЗО - пылевые околозвездные оболочки.

РЭ - распределение энергии.

СПМ - скорость потери массы.

Sp - спектральный класс.

ТДС - тесные двойные системы.

Работа направлена на решение фундаментальной проблемы современной астрофизики, связанной с исследованиями строения и эволюции пылевых оболочек/облаков, взаимодействующих со звездами различных типов переменности, тесными двойными системами, ядрами сейфертовских галактик и т.д.

Объект и актуальность исследований. Пылевые околозвездные оболочки привлекли к себе внимание астрономов в начале века вместе с осознанием факта, что в среде между звездами присутствует значительное количество вещества в виде газовых и пылевых частиц. Трюмплер (1930) первый связал наблюдаемые избытки цвета звезд с межзвездным поглощении света. Основным резервуаром межзвездного вещества является газопылевая составляющая галактических и внегалактических объектов и, в частности, пылевые околозвездные оболочки, которые являются существенными компонентами межзвездной среды. Их взаимосвязь очевидна. Величина среднего межзвездного поглощения составляет ~ 1m / кпк на длине волны 4000А и означает довольно высокую плотность межзвездных пылевых частиц, их массовая плотность (для наиболее эффективного размера) не менее 10"26 г/см . Так как полная средняя плотность межзвездного пространства не более 5 10"24 г / см3, следовательно ~ 1/500 часть (по массе) межзвездной среды существует в форме пылевых частиц. В пользу существования пылевых частиц свидетельствуют также отражающие туманности, рассеяние и поляризация света в других галактиках. Наконец, пылевые частицы - наиболее вероятный компонент планетного и органического материала. Эти частицы - звездное вещество из которого мы и наша планета были сформированы. Молодые звездные объекты формируются в плотных пылевых облаках. Относительно недавно были обнаружены диски вокруг новых звезд - возможно родоначальники планет, а также других тел «солнечной» системы. 7

Окружающая источник пыль переизлучает, рассеивает и поглощает излучение источника. Результатом этого процесса является сдвиг распределения энергии в ближнюю ИК-область. Источник может быть полностью закрыт пылью в оптике и информацию о нем можно получить лишь в ИК-диапазоне. Детальное изучение закона МЗП в широком спектральном диапазоне и в разных участках неба, вместе с моделированием состава межзвездных частиц сфокусировали внимание исследователей в основном на силикатных и углеродных частицах. Одна из первых моделей Оорта и Ван де Хюлста (см. Гринберг, 1970) с графитовыми чешуйками, покрытыми оболочками из загрязненного льда могла объяснить МЗП в видимом диапазоне, но в УФ и ИК-диапазонах наблюдаемая кривая МЗП существенно отличается от модельной. Состав МЗ пылевых частиц до сих пор не вполне изучен, но есть много свидетельств тому, что пылинки в межзвездной среде сформированы главным образом из силикатов и аморфного углерода. Возможны силикаты, включающие О, Mg, и Fe, так как среди тяжелых элементов, они наиболее обильны в галактике. Тяжелые элементы конденсируются и могут формировать пылевую частицу из газовой фазы при типичных для МС давлениях и при температурах менее 2000 К. Температура конденсации определятся как температура, при которой 50% атомов элемента конденсируются в твердую фазу при термодинамическим равновесии. Для тугоплавких элементов Mg, Si, Fe, Al, Ca, Ni значения этих температур находятся между 1200 и 1600 К. Температура конденсации для О и С < 200 К. Водород и гелий не конденсируются. К середине 50-х годов стало очевидно, что для образования ядер пылинок идеально подходят атмосферы холодных красных звезд -гигантов. Во-первых, фотосферная температура этих звезд - 2000 - 3000 К, во-вторых, из-за того, что эти долгоживущие звезды подвергались длительное время ядерному синтезу, содержание тяжелых элементов в их атмосферах должно быть значительным, в-третьих, красные гиганты характеризуются заметной потерей массы (величина 10"7 М0/год может считаться типичной). 8

Пылевые оболочки вокруг красных гигантов могут формироваться на расстоянии, где температура становится благоприятной для конденсации. Так, для Тс ~ 1000 К образование пыли начнется на расстоянии ~ 10 радиусов красного гиганта и может продолжаться до расстояния ~ 10 4 радиусов. Звездный ветер от холодной звезды-гиганта, вероятно, является доминирующим источником пылевых частиц в межзвездной среде. Частицы обнаруживают себя через тепловое излучение, простирающееся от ближнего ИК до миллиметрового диапазона длин волн. Звезды М-типа можно разделить на кислородные и углеродные. Значение С/О > 1 указывает на углеродную атмосферу, - С/О <1 на кислородную. Молекула СО очень обильна в звездных атмосферах, но химически неактивна. Следовательно, в углеродных звездах весь кислород, скорее всего, будет связан в молекуле СО и из двух элементов (С и О) только углерод будет доступен для образования ядер конденсации пылевых частиц. Совершенно обратное ожидается для кислородных звезд. Таким образом, можно ожидать значительного различия в сорте пылевых частиц, сформированных в указанных типах красных звезд, что и подтверждается наблюдениями. Установлено, например, что составляющие 9.7 и 18 мкм, связанные с силикатами, видны в кислородных звездах, а полоса 3.4 мкм, которую приписывают пылевым частицам из ароматических гидрокарбонатов, видна только в углеродных звездах. Скорости потери массы и скорости истечения у красных звезд-гигантов почти постоянны во времени и зависят от параметров звезды, т.е. от ее положения на диаграмме HR. Другими словами, можно сказать, что потеря массы является эволюционным параметром звезды. Однако для количественных эволюционных оценок требуются наблюдения очень большого числа звезд (возможно тысяч звезд).

В 60-е годы в теоретических и экспериментальных работах, связанных с вопросом о возникновении ядер конденсации пылевых межзвездных частиц, разрабатывались модели, которые предполагали образование ядер конденсации и самих пылевых частиц в атмосферах холодных звезд, с последующим 9 выбросом их в пространство под действием светового давления. Начало основным работам в этом направлении было положено Хойлом и Викрамасингом (1962), которые рассмотрели вопрос об образовании графитовых частиц достаточно большого размера ( ~ 10"5 см) и в достаточном количестве, чтобы можно было объяснить все межзвездное поглощение. Камийо (1963) показал теоретическую возможность образования жидких (или п твердых) Si02 - частиц ( ~ 10" см) в оболочках, окружающих долгопериодические переменные класса М. Процессы первичной конденсации вокруг М-звезд были рассмотрены также в работе Гайла и Сендмайера (1986), в которой авторы детализировали проблему и показали, что первичная конденсация для поздних М-звезд происходит при температуре газа ~ 800 К и ~ 600 К для ранних М-звезд с хромосферой. Начальным конденсатом в этих звездах является Si02. Основными физическими процессами, приводящими к формированию частиц в звездных атмосферах и околозвездных газовых оболочках, являются: образование ядер частиц либо непосредственно при образовании молекул, либо путем конденсации на уже имеющихся ионах или молекулах; последующая конденсация на этих ядрах вследствие высокого парциального давления, превышающего давление насыщенного пара; выталкивание образовавшихся частиц световым давлением в межзвездное пространство. Эти условия выполняются в N и М-гигантах. Отмеченные процессы либо ведут к образованию малых частиц, служащих потом ядрами конденсации в межзвездном пространстве, либо непосредственно производят достаточное количество частиц такого размера, что они сами по себе способны играть существенную роль в оптике межзвездного пространства.

Вероятность того, что межзвездные частицы являются частицами, образованными в атмосферах звезд, имеет важное космогоническое значение, так как из этого следует, например, что частицы могут образовываться в галактиках, в которых мало (или вовсе нет) газа. В пользу гипотезы образования частиц в атмосферах звезд косвенно свидетельствуют и

10 проведенные за последние десятилетия наблюдения звезд в ИК-диапазоне, на основе которых обнаружены пылевые оболочки вокруг звезд разных спектральных классов. На непосредственную связь параметров пылевых околозвездных оболочек с центральным источником (звездой) указывают ИК наблюдения послевспышечного излучения новых, нестационарных явлений в тесных двойных системах, связанных с выбросом вещества из звездных атмосфер, что в свою очередь приводит к наблюдаемым изменениям параметров околозвездных оболочек.

В работе Ивезица и др. (1997) подробно рассмотрено состояние вопроса исследования пылевых оболочек к середине 90-х годов и приводится обширная библиография. В этой работе, в частности, отмечается, что проблема переноса излучения пылью на разных длинах волн может быть решена лишь численными методами и попытки получить аналитическое приближение к полуаналитическому решению всегда предполагают серый случай и основываются на эддингтоновском приближении, при котором поле излучения изотропно. Впервые полное аппроксимационное решение было получено Рован-Робинсоном (1980) и основано на прямых итерациях уравнения переноса излучения. Модификации этого метода применялись до начала 90-х годов, в том числе и в данной работе. Дальнейший прогресс связан с именами Эгана и др. (1988), которые на основании описания алгоритма уравнения переноса излучения из работы Леунга (1976), создали программу CSDUST3 для численного решения этого уравнения; эта программа использовалась нами для расчета модели пылевой оболочки углеродной звезды RW LMi. С конца 90-х годов решение задачи переноса излучения в пылевой оболочке проводится с использованием программы DUSTY (версия 2.0). Описание алгоритма, положенного в основу этой программы, приведено в работах (Mathis et al., 1977; Ivezic, Elitzur, 1997).

Постановка задачи. Очевидно, что основой и предпосылкой развития вычислительных методов и теоретических исследований пылевого компонента и в галактических и внегалактических объектах являются наблюдения. Эффективность фундаментальных исследований в астрофизике во многом определяется состоянием наблюдательной базы, главным образом чувствительностью, в том числе, и в ближнем инфракрасном диапазоне 1-5 мкм. До середины 50-х годов исследование околозвездного окружения проводилось на основе наземных наблюдений в оптическом диапазоне, что позволяло исследовать, в лучшем случае, поглощение в околозвездных пылевых оболочках. Наличие плотной околозвездной оболочки зачастую делало вообще невозможным исследование звезды. Увидеть излучение самих пылевых околозвездных оболочек, максимум излучения которых приходиться на инфракрасный диапазон (к > 1 мкм), стало возможным лишь с середины 50-х годов, когда в астрономии стали применяться фотоприемники на базе PbS-фотосопротивления. С этого времени начинается бурное развитие наземной ИК-астрономии. С конца 60-х годов, с началом применения InSb фотоприемника для диапазона 1-5 мкм и GeGa болометра в диапазоне А>5 мкм, произошел революционный прорыв по чувствительности в ИК-астрономии. Наземные наблюдения в ИК-диапазоне (1-5 мкм) в последние годы активно проводятся на многих обсерваториях, зачастую на специальных ИК-телескопах, однако длительные (несколько десятков лег) систематические ряды наблюдений астрофизических объектов все еще являются уникальными из-за технических трудностей, сопутствующих ИК-наблюдениям.

Создание и развитие отечественной ИК-астрономии начались в ГАИШ в 60-е годы и, в первую очередь, связаны с именем Мороза В.И., чьи работы по исследованию атмосфер планет на базе их спектрофотометрических наблюдений в ИК-диапазоне, общепризнаны. Однако, после запуска К А "Марсов", "Венер" и т.д., интерес к наземной планетной астрономии упал и внимание сотрудников группы ИК-астрономии ГАИШ, в том числе и соискателя, было переключено на звездную астрономию. Нами начались

12 разработки и изготовление новой аппаратуры для наземной звездной ИК-астрономии. Параллельно составлялся список объектов исследований.

Первая группа объектов, на которую было обращено внимание, естественно, были красные звезды - мириды и полуправильные переменные. В 1975 г. для восьми звезд данных типов нами были проведены спектральные наблюдения в диапазоне 0.6-2.5 мкм и фотометрические до 10 мкм. Оказалось, что у этих звезд пылевые оболочки, как правило, холодные (температура пылинок не более 300 К) и для их исследований необходимы систематические наблюдения с болометром, охлаждаемым гелием. Последнее обстоятельство и, связанные с ним технические и финансовые трудности использования и приобретения гелия, значительно ограничивали наши исследования. Наиболее информативным и оперативным прибором до середины 80-х годов для нас оказался "двухканальный" фотометр с двумя фотоприемниками: PbS-фотосопротивлением, охлаждаемым твердой углекислотой (JHK-фотометрия) и фотоумножителем (UBVR-фотометрия). Эпизодически проводились наблюдения с PbS-фотосопротивлением, охлажденным жидким азотом (L-фотометрия) и устанавливаемым на тот же "двухканальный" фотометр, а так же с GeGa-болометром, охлаждаемым жидким гелием (MNQ-фотометрия). В 1984 -1985 гг. в ГАИШ (при участии соискателя на разных этапах работы) разработан и изготовлен ИК-фотометр с InSb-фотовольтаическим приемником излучения. Фотометр работает в JHKLM-системе, близкой к стандартной джонсоновской системе. Фотометрическая чувствительность данного фотометра, при наблюдениях на том же телескопе (Крым, 125 см рефлектор), оказалась на несколько порядков выше, чем у предыдущего с PbS-фотосопротивлением и, поэтому список исследуемых объектов был существенно расширен.

Основные критерии при выборе объектов таковы. Во-первых, визуально объекты либо должны быть не слабее 12 m-13 т (чтобы их можно было видеть и гидировать в подсмотре 125 см телескопа Крымской лаборатории ГАИШ),

13 либо иметь мощные пылевые оболочки, излучение которых на X > 1 мкм позволяет "вслепую" по сигналу гидировать объект при фотометрии.

Во-вторых, у объектов можно ожидать существование пылевой оболочки. По опубликованным к моменту начала наших исследований (конец 70-х годов) данным, представлялось, что для околозвездных пылевых оболочек одиночных звезд проблема достаточно хорошо изучена и для них построены модели, согласующиеся с наблюдениями. Поэтому к наиболее перспективным для ИК-наблюдений были отнесены тесные (взаимодействующие) двойные системы -ТДС, при условии, что одним из компонентов является красная звезда. Здесь наши надежды на обнаружение горячих пылевых оболочек основывались на двух аспектах: во-первых, в системе есть холодная звезда и, следовательно, есть околозвездное вещество (в том числе и пыль) и, во-вторых, есть второй, более горячий компонент, который это вещество может нагреть. Кроме того, исследования пылевых оболочек в двойных системах, к началу наших ИК-наблюдений, если и проводились, то эпизодически, хотя, как раз исследования таких систем в ИК-диапазоне могут дать надежную информацию о положении, размере, плотности и температуре пылевого и газового компонентов и их взаимодействии с нагревающей звездой. Перенос массы - важная детерминанта эволюции ТДС. На ее наличие указывают эмиссионные линии; искажения кривой блеска, вызванные поглощением и рассеянием в газовых потоках; поляризация; изменения в орбитальном периоде. Наблюдения в УФ и ИК также обнаруживают искажения континуума из-за излучения газопылевых компонентов. Для звезд с высокими собственными скоростями потери массы, тесные компоненты могут изменить скорость потери массы (СПМ), скорость истечения или образования частиц, которые могут снова изменить характеристики инфракрасного излучения и привести к пониманию основных механизмов самих процессов потери массы для звезд с высокими собственными скоростями потери массы.

14

К концу 70-х годов был составлен список астрофизических объектов, перспективных для наблюдений. Всестороннее исследование этих объектов на основе многолетних наблюдений и стало целью данной работы. Основной список включал следующие типы объектов:

I. Тесные двойные системы (под термином ТДС подразумеваются двойные системы, которые находятся на стадии эволюции, при которой происходит обмен веществом между компонентами системы и, следовательно, в системе и вокруг нее существует околозвездное вещество в том числе и в виде пылевых оболочек/облаков). В том числе: a) Звезды типа W Ser (серпентиды) и алголи. Серпентиды - ТДС, которые находятся в быстрой фазе переноса масс и кажутся естественным продолжением алголей, но с более длинными орбитальными периодами. Алголи - ТДС (полуконтактные) в 1-ой фазе переноса масс, менее массивный компонент - звезда более позднего спектрального класса. До наших наблюдений в ПК-диапазоне совершенно не исследованные. b) Звезды типа Z And (разнородная группа ТДС, состоящая из горячей звезды и звезды позднего спектрального класса, суммарный блеск которых испытывает неправильные изменения с амплитудой до 4т):

•без пылевых оболочек или с холодными пылевыми оболочками (S - тип); •с горячими пылевыми оболочками (D - тип);

Эти ТДС до 1978 г. (начало наших исследований) эпизодически наблюдались в ИК-диапазоне (см., например: Swings, 1970; Gillet et al, 1971; Swings, Allen, 1972; Allen, 1973; Woolf, 1973; Szcody, 1977). В работе Свингса и Аллена (1972) все известные к тому времени симбиотические системы, по распределению энергии в ИК-диапазоне, были разделены на две группы: симбиотические системы S-типа (без пылевых оболочек) и D-типа (с пылевыми оболочками).

II. Долгопериодические двойные с компонентами поздних спектральных классов, у которых можно ожидать потерю массы даже в отсутствии

15 близкого компонента. Эти системы также практически не наблюдались в ИК-диапазоне.

III. Рентгеновская новая (двойная) ХТЕ J1118+480, открытая в марте 2000 г. Ремиллардом и др. (2000) в процессе эксперимента RXTE All-Sky Monitor.

IV. Одиночные звезды (уникальный объект FG Sge - ядро планетарной туманности, в то время еще не испытавший катастрофических изменений 1992 г.; полуправильные переменные, мириды и т.д.). РЖ-наблюдения FG Sge до начала наших наблюдений (1985 г)- проводились трижды: в 1970 г. Жиллеттом и др. в фильтрах L и N (1971), Свингсом и Алленом в 1971 г. (1972) в фильтрах Н, К и L и в тех же фильтрах Алленом в 1972 г. (1973).

V. Внегалактические объекты: сейфертовские галактики (NGC 4151 и NGC 1068) с целью изучения динамики и структуры межзвездного вещества в них. Первые ИК наблюдения галактики, на основании которых был сделан вывод о ее ИК-переменности были проведены Фитчем и др. (1967), Пенстон и др. (1974) наблюдали галактику в фильтрах Н, К и L и подтвердили ее ИК переменность. До 1985 г. ИК-наблюдения галактики носили эпизодический характер.

Основные задачи, которые решались в процессе наших исследований, можно свести к следующим основным пунктам:

• Выявление закономерностей в излучении пылевых околозвездных оболочек, исследование их физических и оптических параметров; зависимость параметров от нагревающего источника.

• Выяснение природы переменности одиночных нестационарных звезд и звездных компонентов в двойных системах.

• Исследование ИК-переменности внегалактических источников и других астрофизических объектов.

16

• Создание эмпирической логически самосогласованной картины явлений, на основе полученных наблюдений.

Содержание работы по главам. В первой главе описывается инфракрасный комплекс аппаратуры ГАИШ, созданный при нашем участии и разработанная нами методика спектральных и многоцветных фотометрических наблюдений. Анализируется пропускание атмосферы в инфракрасном диапазоне в Крыму на протяжении почти 25 лет. Описывается разработанная нами методика учета атмосферной экстинкции в инфракрасном диапазоне. По наблюдениям стандартных звезд проводится привязка нашей фотометрической системы к стандартной (аризонской) системе Джонсона.

Во второй главе приводятся данные статистического анализа всей совокупности инфракрасных наблюдений переменных звезд разных типов, проведенных с 1975 г. по 1999 г. В частности, по стандартным отклонениям оцениваются степень переменности ИК-блеска и цвета каждого источника, средние параметры звездных компонентов исследуемых объектов и их пылевых оболочек. Проводится сортировка объектов в зависимости от оптической толщины пылевой оболочки, критерием которой является среднее значение показателя цвета K-L исследуемой звезды.

В третьей главе приводятся результаты исследований объектов с пылевыми оболочками, имеющих заметную оптическую толщину, в том числе новоподобных симбиотических звезд VI016 Cyg и ИМ Sge; симбиотических звезд СИ Cyg и ТХ CVn и трех углеродных звезд - двух симбиотических NQ Gem и UV Aur и уникального объекта RW LMi. Для RW LMi, НМ Sge, VI016 Cyg и СИ Cyg построены детальные модели пылевых оболочек, с использованием программ численного решения уравнений переноса CSDUST3 (Эгана и Леунга) и DUSTY (версия 2.0) [Ивезица и Элитзура] и данных космических аппаратов IRAS и ISO.

В четвертой главе приведены результаты исследований объектов с оптически тонкими пылевыми оболочками и без признаков их присутствия.

17

Здесь рассмотрены такие объекты, как ТДС типа W Ser (серпентиды) и алголь, симбиотические системы S-типа и долгопериодические двойные, а так же уникальный объект FG Sge (до ИК-вспышки) - ядро планетарной туманности Не1-5 и рентгеновской Новой ХТЕ Jl 118+480, открытой в марте 2000 г. В пятой главе анализируются результаты фотометрии внегалактических объектов - сейфертовских галактик NGC 4151 и NGC 1068.

В ПРИЛОЖЕНИИ, приведены результаты инфракрасной и оптической фотометрии исследуемых объектов в табличной форме.

Научная новизна. Содержание настоящего исследования представляет собой законченный этап работ по поиску и исследованию относительно горячих пылевых оболочек, выполненный на основе 25 - летних оригинальных наблюдений около пятидесяти галактических и внегалактических источников, проведенных соискателем в широком спектральном диапазоне (0.36-5 мкм). В работе впервые, на основе многолетних наблюдений, исследованы физические, динамические и структурные параметры таких разных по своей природе объектов, как тесные двойные системы с орбитальными периодами от нескольних до тысяч дней, пекулярные звезды, внегалактические объекты и т. Д.

Публикации. По теме диссертации опубликовано семьдесят пять работ в отечественных и иностранных астрономических журналах.

Обоснованность научных положений и достоверность выводов, сформулированных в диссертации, определяются комплексностью исследований, длительным рядом проведенных наблюдений, всесторонним их анализом, а также проведенными модельными расчетами.

Личный вклад. В совместных работах вклад соавторов, на равных правах, определятся их участием в получении наблюдательных данных. Анализ и интерпретация результатов наблюдений полностью принадлежит соискателю.

18

Научная и практическая значимость. Полученные соискателем многолетние ряды фотометрических в оптическом и инфракрасном диапазонах наблюдений содержат уникальные данные почти для полусотни астрофизических объектов. Эти результаты используются при анализе спектрального распределения в излучении объектов на разных фазах их эволюции, при оценках динамических и структурных параметров тесных двойных систем без пылевых оболочек и окруженных газопылевыми оболочками, при комплексном анализе излучения ядер сейфертовских галактик на разных фазах их активности. Статистический анализ многолетних наблюдений звезд разных типов переменности может быть в дальнейшем использован для сравнительного анализа с другими типами астрофизических объектов. Полученные в диссертации выводы, наряду с разработанными методиками фотометрических ИК-наблюдений и их интерпретации, могут быть использованы в астрономии и других областях науки, например, при исследованиях верхней атмосферы Земли, Солнца, в планетной астрономии, при исследованиях исскуственных спутников Земли и т.д. Несомненная ценность работы состоит в создании и пополнении базы данных ИК-наблюдений астрофизических объектов. Разработанные нами методики и найденные технические решения могут быть внедрены при создании ИК-фотометров на других обсерваториях. В 1996-98 гг. работа по исследованию пылевых околозвездных оболочек была поддержана грантом РФФИ и поддерживается грантом "Пыль в околозвездной среде" по проекту ГНТП России «Фундаментальные космические исследования (раздел "Астрономия")». В 80-х годах на основе методов ИК-астрономии совместно с «Всесоюзным научно-исследовательским институтом ядерной геофизики и геохимии» проводились работы по обнаружению месторождений радона и метана.

19

Основные положения, выносимые на защиту.

1. Законченный цикл работ по поиску и исследованиям пылевых оболочек в галактических и внегалактических объектах, включающих звезды разных типов переменности, в том числе, двойные системы [ ТДС типа W Ser (серпентиды), типа Z And (классические и новые симбиотические системы), долгопериодические системы и сейфертовские галактики.

2. Результаты многолетних (около 25 лет) фотометрических, в инфракрасном (частично и в оптическом) диапазоне, наблюдений около пятидесяти астрофизических объектов. Полученная база данных наблюдений является основной и неотъемлимой частью работы. Для всех объектов длительные ряды ИК-наблюдений получены впервые.

3. Результаты оценок параметров пылевых оболочек на основе наблюдений и моделирования оптических, физических и динамических параметров пылевых околозвездных оболочек/облаков, с использованием полученной информации о распределениях энергии в их спектрах и современных данных об оптических характеристиках околозвездных пылинок. Для части объектов пылевые оболочки/облака обнаружены впервые.

4. Определены параметры звездного ветра и оценена скорость потери массы у звезд, находящихся на разных стадиях эволюционного развития, что имеет фундаментальное значение для понимания их эволюции, механизмов сброса оболочки и формирования межзвездной среды. Разработаны вычислительные методы моделирования излучения звезд окруженных пылевыми оболочками.

5. Результаты оценок параметров звезд разных типов переменности и звездных компонент двойных систем избранных типов на основе наблюдений и моделирования физических и оптических параметров самих переменных звезд, определение эволюционного статуса звезд с пылевыми оболочками, проведение сравнительного анализа. Определены и уточнены параметры

20 кривых изменения блеска и цвета звезд разных типов переменности в разных спектральных диапазонах и периоды переменных источников.

6. Результаты оценок параметров рентгеновской новой (двойной) ХТЕ ЛИ8+480, открытой в марте 2000 г. Ремиллардом и др. (2000) в процессе эксперемента RXTE All-Sky Monitor, на основе данных JHKL - фотометрии, полученных в апреле-июле 2000 г.

7. Результаты оценок параметров центральных областей сейфертовской галактики NGC 4151 на разных фазах активности ее ядра на основе моделирования наблюдаемых динамических и структурных особенностей галактики, проявляющихся в излучении в широком спектральном диапазоне 0.36-3.5 мкм.

Достоверность проведенных исследований обусловлена современной аппаратурой, разработанными методиками обработки данных наблюдений, расчета моделей пылевых оболочек. Оценки параметров звезд разных типов переменности (в том числе и ТДС), активных ядер галактик и т.д., погруженных в структуированные пылевые оболочки разной оптической толщины, позволили получить научные результаты на мировом уровне. Это подтверждается публикацией результатов исследований в ведущих отечественных и зарубежных журналах и их высокой цитируемостью. Опубликовано около восьмидесяти научных работ, сделано более десяти научных докладов на международных конференциях.

Благодарности.

Автор выражает глубокую благодарность своему учителю Морозу В.И.

Автор выражает признательность руководству и всем сотрудникам Крымской лаборатории ГАИШ, в том числе, Теребижу В. Ю., Лютому В.М., Лютому А.В., Колотилову Е.А. и др. Особую признательность и благодарность автор выражает В.И. Шенаврину за многолетнее сотрудничество.

Автор признателен руководству и всем сотрудникам ГАИШ, мастерским ГАИШ и Крымской лаборатории.

21

Автор выражает благодарность сотрудникам отдела радиоастрономии и группы ИК-астрономии Есипову В.Ф., Наджипу А.Э., Татарникову A.M., Юдину Б.Ф. и др.

Автор выражает благодарность Прокофьевой В.В. и Архиповой В.П. за доброжелательные и конструктивные советы.

Автор выражает глубокую признательность Богданову М.Б. (Сарат. ГУ) за «скорую помощь» и сотрудничество.

Автор выражает искреннюю признательность и благодарность всем своим соавторам по публикациям и докладам на различных конференциях, поддержавшим его и внесшим неоценимый вклад в общее дело развития отечественной ИК-астрономии.

Автор выражает благодарность оппонентам и рецензентам за ценные замечания.

Автор благодарен группе астрофизиков Университета Кентуки (Zeljko Ivezic, Maia Nenkova, Moshe Elitzur) за предоставленную возможность использования программы решения уравнения переноса излучения DUSTY, а также коллективам баз данных SIMBAD, Университета Калгари и обсерватории ISO за доступ к наблюдательным данным.

22

Выводы в главе V.

1. Впервые проведена многолетняя (1985-2000 гг.) ИК-фотометрия сейфертовской галактики NGC 4151 и прослежен цикл нарастания и спада активности ядра галактики в ИК-диапазоне.

2. Впервые проведены многолетние координированные оптические и ИК наблюдения переменности ядра сейфертовской галактики NGC 4151.

3. В течение нового цикла активности ядра галактики, JHKL-блеск достиг максимума в марте-апреле 1996 г., увеличившись, например, в фильтре J почти на 1т , по сравнению с 1985-1986 г.г. По оценкам цветовых температур в диапазоне 1.25-1.65 мкм, при уярчении происходило охлаждение на несколько сот градусов. Характерный размер излучающей в ближнем ИК-диапазоне области галактики составлял (3-30) 103 R0-Светимость (ядра?), оцененная по нашим наблюдениям ~ (4-12) 109 L0 .

4. Подтверждена и уточнена корреляция оптической и ИК переменности, выделено излучение переменного источника в широком спектральном диапазоне 0.36-3.5 мкм;

5. Установлено, что в максимуме блеска галактики (1995-96 гг.) излучают, по крайней мере, три переменных источника:

• компактный горячий (радиус ~7 10 14 см, температура ~ 30000 К, светимость Ц0.36-3.5) -2.4 10 44эрг/с);

• промежуточный (~ 3 10 15 см, ~ 7000 К, Ц0.36-3.5) ~ 3 1 0 43 эрг/с)

• холодный (~ 4 10 16 см, ~ 1500 К, L(0.36-3.5) ~ 1 10 43эрг/с).

6. Показано, что в 1997-1998 г. "горячий" источник похож на звезду 09.5, но его светимость в 1998 г. на 15-20% меньше. Распределение энергии в спектре излучения "промежуточного" источника в 1998 г. хорошо апроксимируется излучением звезды КЗ, а "холодного" компонента -чернотельным излучением с температурой -800 К. Светимость "холодного" компонента в 1998 г. упала на 20-25 %. Темп падения светимости

308 холодного" переменного источника NGC 4151 составлял, (ДЬ с ~ 4*10 42 эрг/с. за 2 года).

7. Найдено, что в наблюдаемом максимуме блеска переменного источника 1995-98 гг. изменения ИК-потоков достигали трех раз в фильтре J и уменьшались с ростом длины волны. В изменениях ИК-потоков заметна (особенно на X 2.2 мкм) периодическая составляющая с характерным временем около 1 ООО суток.

8. Подтверждено, что "холодным" компонентом переменного источника галактики является пылевая оболочка, нагреваемая центральным "горячим" источником, ее средняя оптическая толщина к излучению этого источника не превышает 0.15.

9. Рассмотрена эмпирическая модель, согласно которой в период активности ядра галактики в 1995-98 гг., на расстоянии нескольких парсек от него, происходит нагрев вещества и в ближнем ИК-диапазоне наблюдается свечение пылевых частиц при температуре 600-800 К. При этом излучение в фильтрах К и L интерпретируется как тепловое переизлучение пылью ультрафиолетового излучения областей близких к центральному источнику. Масса светящейся пыли составляет 5-20 М®. При отношении газ/пыль -500 масса вещества достигает ~ 104М® на расстоянии несколько парсек от ядра галактики NGC 4151.

10.В максимуме активности ядра галактики 1989-1998 гг обнаружена зависимость величины запаздывания ИК переменности от длины волны. Запаздывания на длинах волн 1.25 мкм (фильтр J) и 1.65 мкм (фильтр Н) около 6 и 8 дней, тогда как на 3.5 мкм около 97 дней. Излучение в фильтрах К и L (2.2 и 3.5 мкм) интерпретируется как тепловое переизлучение пылью ультрафиолетового излучения областей близких к центральному источнику и на основе численного моделирования сделано заключение, что эмиссионная область в виде тонкого кольца видимого почти плашмя лучше

309 соответствует наблюдательным данным, чем модель сильно наклоненного к лучу зрения кольца или сферического слоя. Эффективный радиус кольца зависит от длины волны, чем и объясняется большее запаздывание на длине волны 3.5 мкм по сравнению с 2.2 мкм.

11.Обнаружено, что запаздывание переменности на 2.2 мкм относительно оптических вариаций в максимуме активности ядра галактики 1989-1998 гг составляет ~ 35 дней, что примерно в 2 раза больше, чем было в предыдущем максимуме 1969-1980 гг. (запаздывание составляло - 18 дней). Увеличение запаздывания связано с наблюдаемым ростом средней оптической светимости ядра и, следовательно, частичной сублимацией пылинок, что и отражается на запаздывании ИК-переменности относительно оптической.

12.Переменное излучение в фильтрах J (1.25 мкм) и Н (1.65 мкм), по-видимому, определяется излучением не только пыли, но и излучением аккреционного диска (АД), причем компонент, связанный с излучением АД является доминирующим.

13.Исследовано излучение постоянного компонента галактики NGC 4151 в широком спектральном диапазоне (0.36-3.5 мкм) и оценен вклад излучения отдельных ее составляющих - звезд классов G8 и Мб (80%), ионизованного газа, горячей и холодной пыли.

14.3а два года ИК-фотометрии (JHKLM) сейфертовской галактики NGC 1068 переменности, превышающей несколько десятых звездной величины не обнаружено.

310

1. Aitken R.G. LB. 1937. V. 18. P. 109.

2. Akan M.C. Astrophys. Space Sci. 1987. V 135. P. 157.

3. Alksnis A. Baltic Astron. 1995. V. 4. P. 79.

4. Allen D. A. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1973.V. 161. P. 145.

5. Allen D. A. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1980. V. 192. P. 521.

6. Allen D. A. In: The nature of symbiotic stars. IAU Coll. N 70. 1981/Eds Friedjung M., Viotti R. Dordrecht: Reidel D. 1982. P. 27.

7. Allen D.A. Proc. A. S. A. 1984. V. 5. P. 369.

8. Allen D.A., Swings J.P. Astrophys. J. 1972. V. 10. P. L83. •

9. Al-Naimiy H.M. Astrophys. and Space Sci. 1978. V. 53. P. 181.

10. Altamore A., Baratta G. В., Cassatella A., Freidjung M., Giangrande G., Ricciardi 0., Viotti R. Astrophys. J. 1981. V. 245. P. 630.1 l.Altamore A., Baratta С. В., Viotti R. Inform. Bull. Variable Stars. 1979. № 1636.

11. Altenhoff W. J., Braes L. L., Olnon F. M., Wendker H. J. Astron. and Astrophys. 1976 V. 46. P. 11.

12. Alvarez R., Mennessier M.O. Astron. and Asrophys. 1997. V.317. P. 761.

13. Anandaraо B.G., Taylor A.R., Pottasch S.R. Astron. and Asrophys. 1988. V. 203. P. 361.

14. Antia H. M., Ghirte S. H., Narasimha D. Astrophys. J. 1984. V. 282. P. 574.

15. Antonucci R.R.L., Miller J.S. Astrophys. J. 1985. V. 297. P. 621.

16. Archipova V. P. Mem. Soc. Roy. Set. Liege. 1973. 6-e ser. 5. P. 477.

17. Backman D.E., Becklin E.E., Cruikshank D.P. Astrophys. J. 1986. V. 284. P. 799.

18. Bath G. T. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1977. V. 178. P. 203.

19. Bennet P.D., Harper G.H. Astrophys. J. 1996. V. 471. P. 454.

20. Blair W.P., Stencel R.E., Shaviv G., Feibelman W.A. Astron. Astrophys. 1981. V. 99. P. 73.

21. Bopp B.W. Publ. Astron. Soc. Pacific. 1984. V. 96. P. 894.322

22. Bortle J., O'Connor S. Bur. Telegrams Int. Astron. Union. 1978. № 3. C. 178.

23. Brancewicz H.K., Dworak T.Z. Acta astron. 1980. N 4. P. 501.

24. Brugel E. W., Wallerstein G. Observatory. 1981. V. 101. P. 164.

25. Bryan G.L., Kwok S. Astrophys. J. 1991. V. 368. P. 252.

26. Buss R.H., Snow Yh.P. Astrophys. J. 1988. V. 335. P. 331.

27. Caputo F. Pubis. Astron. Soc. Pacif. 1971. V. 83. C. 62.

28. Carroll S.M., Guinan E.F., McCook G.P., Donahue R.A. Astrophys. J. 1991. V. 367. P. 278.

29. Cohen M, Astrophys. J. 1980. V. 238. L. 81.

30. Cohen J. G., Phillips A. C. Astrophys. J. 1980. V. 237. P. 245.

31. Cohen M., Walker R.G., Witteborn F.C. Astron. J. 1992. V.104. P.2030.

32. Cook L., Patterson J., Buczynski D., Fried R. IAU Circular. 2000. № 7397.

33. Cutri R.M., Aitken D.K., Jones B. et al, Astrophys J. 1981. V. 245. P. 818.

34. Dalmeri I., Rejkuba M, Munari U. IBVS. 1997. N 4521.

35. Davidson K., Humphreys R.M., Merrill K.M. Astrophys. J. 1978. Y. 220. P. 239.

36. Dean C. A., van Citters W. Pubis. Astron. Soc. Pacif. 1970. V. 82. P. 924.

37. Deutch A.J. IAU Circularl. 1967. N 2020.

38. Dickinson D.F., Bechis K.P., Kenneth P., Barrett A.H. Astrophys. J. 1973. V. 180. P. 831

39. Dyck H.M., Forbes F.F., Shawl S.J. Astron. J. 1971. V. 76. P. 901.

40. Dyck H. M., Lockwood G. W., Capps R. W. Astrophys. J. 1974. Y. 189. P. 89.

41. Dyck H.M., Milkey R.W. PASP. 1972. V. 84. P. 597.

42. Dyck H.M., van Belle G.T., Benson J.A. Astron. J. 1996. V.l 12. P.294.

43. Dyck H. Astrophys. J. 1974. V. 189. P. 89.

44. Egan M.P., Leung C.M., Spagna G.F. Comput. Phys. Commun. 1988. V. 48. P. 271.

45. Egan M.P., Leung C.M. Astrophys. J. 1991. V.383. P. 314.

46. Evans L. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1986. V.220. P. 723323

47. Feast M.W., Glass I.S., Whitelock P.A., Catchpole R.M. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1989. V. 241. P. 375.

48. Fitch W.S., Pacholczyk A.G., Weymann R.J. Astrophys. J. (Letters). 1967. V. 150. L. 67

49. Fleischer A.J., Gauger A., Sedlmayr E. Astron. and Astrophys. 1992. V.266. P.321.51 .Floquet M., Hubert A.M., Maillard J.P. et al. Astron. Astrophys. 1989. V 214. P. 295.

50. Floquet M., Hubert A.M., Maillard J.P., Chauville J. Astron. Astrophys. 1995. V 294. P. 227.

51. Floquet M., Hubert A.M., Maillard J.P., Chauville J. Physics of Be Stars. IAU Coll. N92. 1987. P. 448.

52. Flower P. J. Astron. and Astrophys. 1975. V. 41. P. 391.

53. Freid J. W. Astron. and Astrophys. 1980. V. 88. V. 141.

54. Gail H.P., Sedlmayr E. Astron. and Astrophys. 1987. V.171. P.197.

55. Gail H.-P., Seldmayer E. Astron. and Astrophys. 1986. V. 166. P. 225.

56. Garcia M., Brown W., Pahre M., McClintock J., Callanan P., Garnavich P. IAU Circular. 2000. № 7392

57. Gillet F. C., Knacke R. F., Stein W. A. Astrophys. J. 1971a. V. 163. P. 41.

58. Gillet F.C., Merril K.M., Stein W.A. Astrophys. J. 19716. V. 164. P. 83.

59. Glass I.S. Mountly Notices Roy. Astron. Soc. 1995. V. 276. L. 65.

60. Glass I.S., Feast M.W. Mountly Notices Roy. Astron. Soc. 1982. V. 199. P. 245.

61. Gravina R. Inform. Bull. Variable Stars. 1980. № 1759.

62. Groenewegen M.A.T., Whitelock P.A. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1996. V.281. P. 1347.

63. Groenewegen M.A.T., Whitelock P.A., Smith C.H., Kerschbaum F. Mountly Notices Roy. Astron. Soc. 1998. V. 293. P. 18.

64. Grygar J., Hric L., Mammano A. V. Bull. Astron. Inst. Czechosl. 1979. V. 30. P. 308.324

65. Guinan E.F, Koch R.H., Plavec M J. Astrophys. J. 1984. V. 282. P. 667.

66. Harmanec P., Horn J., Koubsky P. Inform. Bull. Var. Stars. 1977. N 1324.

67. Haswell C.A., Skillman D., Patterson J., Hynes R. I., Cui W. IAU Circular № (7407, 7427). 2000.

68. Hawley S. A., Miller J. S. Astrophys. J. 1978. V. 221. P. 851

69. Heiser A.M. Astrophys. J. 1962. V 135. P. 78.

70. Herbig G. H., Boyarchyk A. A. Astrophys. J. 1968. V. 153. P. 397.

71. Hinkle K.H., Fekel F.C., Johnson D.S., Schrlach W.W.G. Astron. J. 1993. V. 105. P. 1074.

72. Hoffleit D., Jaschek C.I The Bright Star Catalogue. New Haven. Connecticut. USA. 1982.

73. Hoyle F., Wickramasinghe N.C. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1962. V. 124. P. 417.

74. Hric L., Chochol D., Grygar J. Inform. Bull. Variable Stars. 1978. № 1525.

75. Johnson H.L. Annual.Rev. Astron. and Astrophys. 1966. V. 4. P. 163.

76. Johnson H.L., Mitchel R.I., Iriarte В., Wisniewski W.Z. Comm. Lunar and Planet. Lab. 1966. V. 4. P. 99.

77. Johnson H.R., Eaton J.A., Querci F.R., Querci M., Baumer J.H. Astron. Astrophys. 1988. V. 204. P. 149.

78. Jones T.W., Merrill K.M. Astrophys. J. 1976. V. 209. P. 509.

79. Jura M. Astrophys. J. 1986. V.303. P.327.325

80. Kalv P. Tartu teated. 1979. N 58. P. 3.

81. Kamijo F. PASJ. 1963. 15. 440.

82. Kenyan S. J. Gallagher J. S. Astron. J. 1983. V. 88. P. 666.

83. Kenyon S. J., WebbinkR. F., Gallagher J. S., Truran J. W. Astron. and Astrophys. 1982. V. 106. P. 109.

84. Kenyon S.J., Fernandez-Castro Т., Stencel R.E. Astron. J. 1988. V. 95. P. 1817.

85. Kenyon S.J., Fernandez-Castro T. Astron. J. 1987. V. 93. P. 938.

86. Kenyon S.J., Gallagher J.S. Astron. J. 1983. V. 88. P. 666.

87. Kenyon S.J., Webbink R.F. Astrophys. J. 1984. V.279. P.252.

88. Knacke R. F. Astrophys. Lett. 1972. V. 11. P. 201.

89. Kohoutek L. Inform. Bull. Variable Stars. 1969. N 384.

90. Koornneef J. Astron. and Asrophys. 1983. V. 128. P. 84.

91. Kopal Z. Close binary systems. N.Y. J. Wiley and Sons. 1959. V. 14. P. 588.

92. Kotilainen J.K., Ward M.J., Boisson C., De Poy D.L., Brayant L.R., Smith M.G. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1992a. V. 256. P. 125.

93. Kotilainen J.K., Ward M.J., Boisson C., De Poy D.L., Brayant L.R., Smith M.G. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 19926. V. 256. P. 149.

94. Krasnopolsky V. A., Gogoshev M., Moreels G. et al. Nature. 1986. V. 321. P. 269.

95. Kriz S., Harmanec P. Bull. Astron. Inst. Czchosl. 1975. N 26. P. 65.

96. Kupo I., Leibowitz E. M. Astron. and Astrophys. 1979. V. 71 P. 102.

97. Langer G. E., Kraft R. F., Anderson K. S. Astrophys. J. 1974. V. 189. P. 509.

98. LeeT. A. Astrophys. J. 1970. V. 162. P. 217.

99. Leung C.M. J. Quant. Spectrosc. and Radiat. Transfer. 1976. V. 16. P. 559

100. Lissauer J.J., Wolk S.J., Griffit C.A., Backman D.E. Astrophys. J. 1996. V. 465. P. 371.

101. Lobel A., Doyle J.G., Bagnulo S. Coolnews. 1998. N 36. P. 3.

102. Mammano A.; Righini G. M. Mem. Soc. astron. Ital. XLIV. 1973. V. 44. P. 23.326

103. Mammano A., Taffara S. Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 1977. V. 34. P. 211.

104. Marshall C.R., Leahy D.A., Kwok S. Publ. Astron. Soc. Pacif. 1992. V.104. P.397.

105. Mathis J.S., Rumpl W., Nordsieck К. H. Astrophys. J. 1977. V.217. P.425.

106. Mattei J. A. J. Roy. Astron. Soc. Canada. 1978. V. 72. P. 61.

107. Mattei J. A. J. Roy. Astron. Soc. Canada. 1977. V. 71. P. 217.

108. Mauche C., Hynes R, Charles P., Haswell C. IAU Circular № 7401. 2000.

109. Maxted P.F. L., Hill G., Hilditch R. W. Astron. and Astrophys. 1995. V. 301. P. 135.

110. Mc Cade E.M. Monthly. Not. Roy. Astron. Soc. 1982. Y. 200. P. 71.

111. McCuskey S.W. IAU Circ. 1965. NN 1916.1917.

112. Meinunger L. Inform. Bull. Variable Stars. 1979. №. 1611.

113. Merrill P.W. Astrophys. J. 1941. V. 93. P. 40.

114. Morrison D., Simon Th. Astrophys. J. 1973. V. 186. P. 193.

115. Mumford G. S. Pubis Astron. Soc. Pacif., 1956, V. 538.

116. Munari U., Yudin B.F., Kolotilov E.A., Tomov T.V. Astron. and Astrophys. 1996.

117. Murset U., Nussbaumer H. Astron. and Asrophys. 1994. V. 282. P. 586.

118. Neugebauer G., Leighton R.B. Two-Micron Sky Servey: A. Preliminary Cataloque (NASA SP-3047). 1969.

119. Noguchi I.K., Kawara K., Kobayashi Y., Okuda H., Sato S. Publ. Astron. Soc. Japan. 1981. V. 33. P. 373.

120. Nussbaumer H., Schmutz W. Astron. and Astrophys. 1983. V. 126. P. 59.

121. O'Connell R. W. Astron. J. 1973. V. 78. P. 1074.

122. Oemura M., Kato Т., Yamaoka H. IAU Circular № 7390. 2000.

123. Ossenkopf V., Henning Т., Mathis J.S. Astron. and Asrophys. 1992. V.261. P. 567.

124. Osterborck D. E. Astrophysics of gaseous nebulae. San Francisco: Freeman W. H. and Co. 1974. P.2030.327

125. Patterson J. IAU Circular № 7390. 2000

126. Payne-Gaposhkin C. Astrophys. J. 1946. V. 103. P. 299.

127. Pegourie B. Astron. and Astrophys. 1988. V. 194. P.335.

128. Penston M.V., Penston M.J., Selmes R.A., Becklin E.E., Neugebauer G. Monthly Not. Roy. Astr. Soc. 1974. V. 169. P. 357

129. Penston M.V., Perez E. Monthly Not. Roy. Astr. Soc. 1984. V. 211. P. 33.

130. Polidan R.S. Be and Shell Stars. 1976. N 70. P. 401.

131. Proceedings of the international conference. Physical processes in symbiotic binaries and related systems. 1997. Poland. June 16-19. 1996. ed. J. Mikolajewska. Copernicus Foundation for Polish astronomy.

132. Puetter R.C., Russell R.W., Soifer B.T., Willner S.P. Astrophys. J. Letters. 1978. V. 223. P. 93.

133. Remillard R., Morgan E., Smith D., Smith E. IAU Circular. № 7389. 2000.

134. Rieke G.H., Lebofsky M.J. Astrophys. J. 1981. V. 250. P. 87.

135. Robinson G., Hyland A.R. Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 1977. V. 180. P. 499.

136. Rowan-Robinson M. Astrophys. J.Ss. 1980. V. 44. P. 403.

137. Rowan-Robinson M., Harris S. Mountly Notices Roy. Astron. Soc. 1982. V. 200. P. 197.

138. Rowan-Robinson M., Lock T.D., Walker D.W., Harris S. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1986. V. 222. P. 273.

139. Sahade J., Brandi E., Foutenla J.M. Astron. and Asrophys. Suppl. 1984. V. 56. P. 17.

140. Sanford R.F. Publ. Astron. Soc. Pacif. 1949. V. 61. P. 261.

141. Sanford R.F. Astrophys. J. 1950. V. 111. P. 270.

142. Sanduleak N., Stephenson С. B. Astrophys. J. 1973. V. 185. P. 899.

143. Sanford R.F. Publ. Astron. Soc.Pacific. 1944. V. 56. P. 122.

144. Sanford R.F. Publ. Astron. Soc. Pacific. 1947. V. 59. P. 136.

145. Scalo J.M. Astrophys. J. 1976. V. 206. P. 474.328

146. Schild H., Schmid H.M. Astron. and Astrophys. 1996. V. 310. P. 211.

147. Schmid H.M. Proceedings of the international conference. Physical processes in symbiotic binaries and related systems. 1997. Poland. June 16-19. 1996. ed. J. Mikolajewska. Copernicus Foundation for Polish astronomy.

148. Skopal A., Bode M.F., Lloyd H.M., Tamura S. Astron. and Astrophys. 1996. Y.308.L9.

149. Stone R. P. S. Publ. Astron. Soc. Pacif. 1979. V 91. P. 389.

150. Swings J. R., Allen D. A. Publ. Astron. Soc. Pacif. 1972. V. 84. P. 523.

151. Szcody P. Astrophys. J. 1977. V. 217. P. 140.

152. Tamura Sh. Pubis. Astron. Soc. Japan. 1983. Y. 35. P. 317.

153. Thronson H.A., Harvey P.M. Astrophys. J. 1981. V. 248. P. 584.

154. Trumpler R.J. Lick Observ. Bull. 1930. V. 14. P. 154.

155. Tsuji T. Astron. and Astrophys. 1978. V. 62. P. 29.

156. Vaidis J.P. Bull. AFOEV. 1988. N. 45. P. 13.

157. Wackerling L. R. Mem. Roy. Astron. Soc. 1970. V. 73. P. 153.

158. Webster B.L., Allen D.A. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1975. Y.171. P. 203.

159. Williams P. M., Longmore A. J. Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 1984. V. 207. P. 139.

160. Wiscombe W. Appl. Opt. 1980. V.19. P. 1505.

161. Woodward C.E., Lawrence G.F., Gehrz D.R. et al. Astrophys. J. (Lett.). 1993. V 408. L. 37.

162. Woolf N. I. Astrophys. J. 1973. V. 185. P. 229.

163. Wright A. E., Barlow M. J. Monthly Notices Roy. Astron Soc. 1975. V. 170. P. 41.

164. Yamashita Y., Maehara H. Publ. Astron. Soc. Japan. 1979. V. 31. P. 307

165. Zamanov R., Tomov T. IBVS. 1992. No. 3705.

166. Zubko V.G., Mennella V., Colangeli L., Bussoletti E. Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1996. V. 282. P. 1321.329

167. Zuckerman В., Dyck H.M. Astron. and Astrophys. 1989. V. 209. P. 119.

168. Алксне 3., Алкснис А., Дзервитис У., в кн. «Характеристики углеродных звезд Галактики». Рига. Зинатне. 1983. С. 188.

169. Алкснис А., Юмике 3 Исследов. Солнца и кр. звезд. 1991. N 34. С. 82.

170. Алкснис А.К., Хозов Г.В. Письма в Астрон. журн. 1975. Т. 1. С. 144.

171. Аллен К.У. Астрофизические величины. М.: Мир. 1977. С. 446 .

172. АрхиповаК. П. Переменные звезды. 1971. Т. 18. С. 183.

173. АрхиповаВ. П. Переменные звезды. 1975. Т. 20. С. 143.

174. Архипова В. П., Зайцева Г. В., Носкова Р. И., Савельева М. В. и Ворошилов Ю. В. Астрон. циркуляр. 1983. № 1250. С. 1.

175. АрхиповаВ. П. Переменные звезды- 1982. Т. 21. С. 617.

176. АрхиповаВ. П. Переменные звезды. 1977. Т. 20. С. 345.

177. Архипова В. П. Переменные звезды. 1988. Т. 22. С. 631.

178. Архипова В. П., Зайцева Г. В., Носкова Р. И. Астрон. циркуляр. 1985. № 1380. С. 1.

179. Белякина Т. С. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 1965. V. 33. Р. 226.

180. Белякина Т. С. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 1970. Т. 41. 275.

181. Белякина Т. С. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 1979. Т. 59. С. 133.

182. Богданов М.Б. Письма в Астрон. журн. 1995. Т.21. С.31.

183. Бочкарев Н. Г., Карицкая Е. А. и Шакура Н. И. Астрон. журн. 1979. Т. 56. С. 16.

184. Боярчук А. А. Астрофизика. 1966. Т. 2. С. 101.

185. Боярчук А. А. Астрофизика. 1967. Т 3. Р. 203.

186. Боярчук А. А. Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1969а. V. 38. Р. 155.

187. Боярчук А. А. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 19696. V. 39. Р. 124.

188. Боярчук А. А. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 1970. 41. 42. 264.

189. Боярчук А. А. Симбиотические звезды. В кн.: Эруптивные звезды. М.: Наука, 1970. С. 113.

190. Гершберг Р. Е. Изв. Крымской астрофиз. обсерв. 1967. Т. 36. Р. 216.330

191. Гершберг Р.Е. Астрон. Ж. 1990. Т. 67. С. 76

192. Гринберг М. Межзвездная пыль, изд-во Мир. Москва. 1970.

193. Докучаева О.Д., Балаш Б. Астрон. циркуляр. 1975. № 929.

194. Дорошенко В.Т., Лютый В.М. Письма в Астрон. журн. 1994. Т. 20. С. 703

195. ЗайцеваГ.В., Лютый В.М. Астрон. цирк. 1968. No 470. СЛ.

196. Икауниекс Я.Я. Пульсирующие звезды. М: Наука. 1979. С. 310.

197. Ипатов А. П., Юдин Б. Ф. Астрон. журн. 1985. Т. 62. С. 930.

198. Каплан A.M., Пикельнер С.Б. Межзвездная среда. Москва. 1963. С. 37.

199. Киппер Т. А. Письма в Астрон. ж. 1984. Т. 10. С. 269.

200. Лууд Д., Венник Я., Пехк М. Публ. Тарт. астрофиз. обсерв. 1982. Т. 49. С. 77.

201. Лууд Л., Томов Т. Письма в "Астрон. журн." 1984. Т. 10. С. 860.

202. Лютый В.М., Дорошенко В.Т. Письма в Астрон.журн. 1998а (в печати).

203. Лютый В.М., Дорошенко В.Т. Письма в Астрон.журн. 19986 (в печати).

204. Лютый В.М., Окнянский В.Л. Астрон.журн. 1987. Т. 64. С. 465.

205. Лютый В.М., Таранова О.Г., Шенаврин В.И. Письма в Астрон.журн. 1998. Т. 24. N4.

206. Мартынов Д.Я. Бюл. Астрон. обсерв. им. Энгельгарта. 1950. № 27. С. 3.

207. Мороз В.И. Физика планет, изд-во Мир. Москва. 1971.

208. Мороз В.И., Таранова О.Г., Шенаврин В.И., Юдин Б.Ф. Астрон. циркуляр. 1979. Т 1056. С. 5.

209. Наджип А.Э., Шенаврин В.И., Тихонов В.Г. Тр. Гос. астрон. ин-та им. П.К. Штернберга. 1986. Т. 58. С. 119.

210. Окнянский В.Л. Письма в Астрон. журн. 1993. Т. 19. С. 1021

211. Страйжис В.Л. Многоцветная фотометрия звезд. Вильнюс: Мокслас. 1977. С. 312.

212. Фадеев Ю. А. Науч. инф. Астрон. сов. АН СССР. 1984. Т. 56. С. 3.