Спектрофотометрические исследования нестационарных явлений в атмосферах сверхгигантов OBAF тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ ЛИ РОССИИ И ШЕМАХИНСКАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ АН АЗЕРБАЙДЖАНА

Р Г Б ОД

- 9 ОКТ 1995 ия пряпях рукописи .

!

ЗЕЙНАЛОВ СУЛЕЙМАН КУЛУ ОГЛЫ

. УДК 524.31.01. :520.84

СПЕ1ПТОФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ НЕСТАЦИОНАРНЫХ ЯВЛЕНИЙ В АТМОСФЕРАХ СВЕРХГИГАНТОВ О В А?.

Специальность 01.03.02 -астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ ДИССЕРТАЦИИ НА СОИСКАНИЕ УЧЕНОЙ СТЕПЕНИ ДОКТОРА ФИЗИКО-МАТЕМАТИЧЕСКИХ НАУК

Баку-1995

Работа выполнена в Специальной астрофизическей обсерватории АН России-и Шемахинской астрофизической обсерватории им.Н.Туси АН Азербайджана.

ОФИЦИАЛЬНЫЕ ' ОППОНЕНТЫ :

академик РАН, Александр Алексеевич Боярчук,

академик АН Татарстана Наиль Абдулович Сахибуллцн,

доктор физико-математических наук Владимир Евгениевич Панчук.

'Ведущая организация Ростовский Государственный Университет.

Защита состоится " 1995 г. на заседвнт'. диссер-

тационного совета 1003.35.01 при специальной астрофизичес-

» fcqp рис.

кой обсерватории (1961^0, С-Пегербург, Пуашнм, СПБ филиал

CAO РАН). » .

Диссертацией можно ознакомится в Библиотеке CAO РАН, Автореферат разослан сг^сЛ, ". 1995 г.

Ученый секретарь .совета Е.К.Майорова,

ВВЕДЕНИЕ

Представляется почти очевидным тот факт, что подавляющее большинстве звезд не меняет своих свойств в течение-огромных промежутков времени. Однако имеются в Галактике звезды, светимость, блеск, цвет, спектр и другие характеристики которых . меняются.

Заметим, что звезды наибольшей светимости (ярче М =» +1 ), расположенные в верхней, левой части диаграммы Герцшпрунга -Рессела, т!кже переменны и в связи с этим, их исследование представляет большой научный интерес о течкх зрения звездной а химической эволюции Галактики. Среди них особое месте занимает горячив сверхгиганты» Они являются молодыми звездами (возраст rv/IOS'#- лет), имеюв большие светимости (М = т?Зт 7 - 84) и большие пассы' (fflC^IOfflfe).

Звозды^сверхгиганты с протяженными атмосферами интересны тем, что в их атмосферах наблюдается ряд аномалий: изменение ; интенсивности и формы их контуров спектральных линий (Нл, Яр, * Н^., Н^,, Hei, ¿¿- II, III, ОН, СИ и др.). наличие больших турбулентных и лучевых скоростей в абсорбционных и эмиссионных линиях различных элементов, низкие значения ускорения силы тяжести (tcj-frv 0.7 f 2.0). .Исследование'этих параметров необходимо для понимания физических условий и строения атмрс- : фер звезд - сверхгигантов.

Наиболее полную информацию а звездах, получаемую из наблюдений, дабг изучение их атмосфер по спектрограммам е- Еевьма высокой дисперсий (I £ 10-%^).

Последние два десятка лет уделяется большое внимание изу-. ченив неотационарности атмосферы сверхгигантов. Эта связано" с тем, что их атмосферы находятся на пределе гидростатической

1 1

_ _ 4 -

устойчивости, что приводит к растеканию их атмосфер в результате чего теряется ими вещество.

Кроме того, их исследование актуально еще и тем, что некоторые обьекты ("бегуны") были отождествлены как оптические компоненты ряда рентгеновских источников. Изучение лучевых . скоростей "бегунов" в основном вызвано необходимостью выявления возможной двойственности этих звезд.

Несмотря на многочисленные работы, посвященные этим объектам, как отмечено в'работе Маедера (1586), изучение их нестационарности еще находится в ранней стадии и является перспективным и многообещающим направлением исследования. Наблюденные нестационарные явлений могут быть связаны с пульсациями или другими физическими процессами..

Абт (1957) был" первым, кто подробно исследовал нэстацио-нарность сверхгигантов на осняве длительных спектральных наблюдений. Большинство нсследовалных B.--F сверхгигантов показали изменения лучевих скоростей напоминающие пульсаций. Далее Копылов и др. CI965) на основе количественного анализа атмос-.фер 25 сверхгигантов спектрального класса ОР показали, чтв переменность сверхгигантов, по-видимому, обусловлена комплексной пульсацией.

Appenzeller (1972) и Burki (1978) показали,•что изменения блеска, светимости, лучевой скорости сверхгигантов могут быть связаны с пульсацией, обнаружен* зависимость квазипериод - светимость - цвет (PLC) для сверхгигантов.Maeder (1986) используя PLC зависимость для В - С сверхгигантов по-■ лучил хорошее,согласие с наблюдениями: эмпрические значения 0. в среднем в 1.7 раза превосходят теоретические QJt

Lovy м др. (1984) для 0-М сверхгигантов вычислили теоретические. значения периода Р0 н значения для фундаментальной моды. Наблюдаемые периоды в основной оказались больше, чем теоретические значения Р0 Для фундаментальней радиальной моды. Одна из причин этого различия состоит в том, что -сверхгиганты скорее пульсируют в нерадиальных,чем в радиальных модах.

На сегодняшний день имеетоя много работ, которые приводят убедительные аргументы в пользу рад' гяьных и нерадиальных пу-льсациий сверхгигантов.

Наличие больших турбулентных Движений в атмосферах сверхгигантов впервые было обнаружено struve (1932), который предположил, чтв в атмосферах сверхгигантов имеют турбулентные (хаотические) движения газовых масс.

Wright (194б),испильзуя спектрограммы звезд-сверхгигантов,

о

полученные .с дисперсией 3.8-6 А/мм обнаружил, что значения турбулентных скоростей по линиям Fei, имеющим различные потенциалы возбуждения,у^яньшаюгея о увеличением

Далоа Unsold and Struve (1949) Н Huang (1951) Подробно анализируя результаты, полученные Wright - ом, с;:зглн-сделать некоторые выводы о характере изменения ?урбул<и:?'::.Я oicopoc-f: с оптической глубиной.

Независимо от /.рзвэЯ роста, турйузоигны. скапоста опред; --яются па ширине лэнтуров линии. struve (IS'-ii) апорлыо. пз контурам линий в споктро сверхгиганта ОМа (-Pöla) напол скорость хаотических движений в атмэсфэрс, рдвнуа 50 км/с. Скорости^ найденные по кривой роста, называется микротурбулонтнн-ми ( а скорости, найденные по контурам линий - макротур-булентными ( Vf.]).

К настоящему времени определение турбулентных скоростей а'

атмосферах звезд является стандартной операцией при анализе звездных спектров методами кривой роста, "корреляции ширин линий" и моделей атмосфер. .

'' Увеличение числа определений У+т для сверхгигантов различных спектральных классов позволило перойти к рассмотрели

*

характера изменения турбулентных движений в атмосферах вдоль спектральной, последовательности сверхгигантов. Кепилов и др. (1965) на основе однородного материала для 25 сверхгигантов • - 1а в спектральном интервале 09 - £2 выяснили^ что тур-, булентная скорость заметно меняется с изменением спектрального класса.

Обобщая результаты вышеперечисленных работ., можно сказать, что в основном особенности переменности сверхгигантов слсду-шцие: - наблюдаете изменения: лучевых окорэстсй, 'мнкро -и макротурбулеитных скоростей, дифференциальных сдвигов, профилей, эквивалентных ширин и асимметрии спектральных линий, а также звездного веъра, с большой вероятностей вызываются 1 пульсацией; - иэионония являются циклическими, а но строга периодическими и довольно стабильными: ' - существуют зависимости пернод-светимость-цвот с периодами от нескольких дней для белых в до соток дней для красных с'верхгигантов;

- средний наблвдьтелышй период обы1 ¡:превышает значение Р0 для радиальных колебаний в ооношсй иоде. Это особопио характерно для белах сверхгигантов и указывает на нерадкаль-ные пульсации;

.» считают, что 'ответственность за накачку пульсации у ранних сверхгигантов несет давление излучения, а у желтых п красных сверхгигантов ведущую роль играют конвективные а турбулентные движения;

/ .

- увеличение (проявление) всевозможных спектральных нестацио-нарностей вероятно связано с низким значением ускорения силы • тяжести на поверхности звезды и со светимостью горячих сверхгигантов: I&- I&é - la - Ia+.

Выбор объектов и постановка наблюдаемой программы осуществлялись исходя из: а) учета опыта спектральних исследований структуру и нестационарностей атмосфер горячих сверхгигантов, б) накопления обширного спектрального материала высокого разрешения в разных временных интервалах, в) исследования широкого класса ОБА? звезд по различным параметрам, г) привлечения для обсуждения не только, Vp , V±m, Vtf « но. и-'других характеристик - блеск, цвет, поляризация - по. литературным данным.

• -Дальнейшее накопление большого числа определений лучевых ' ; .скоростей ( Vy>) по линиям разных элементов в, атмосфере одной п той же звезды, полученных на разных временных интервалах, позволило. характеризовать кинематику атмосферы, а такжо применяя ' статистический метод, выявить, периодический характер изменения лучовых скоростей. ' . .

По вышеуказанным соображениям мы сочли целесообразный выбранных нами'для-исследования злозд разделить па следующие-группы -I. - 0; т звезды (68 Су^ , <Л Caw),/ II* Еелывсвврхгиганты (Н3>21291,/НО21389, J> Leo,^ Loo),

III. ? - сворхгиганты (89 Нер ,~jf C¡fg , £Рг^, ),

IV. Сверхсворхгиганты (б Cas , Н2> 190603).

, 0 звезды. • ''. '

'• I) 68 Су^ (0.'75/) горячий сверхгигант был включен о цольо] проверки и коррекции ряда интересных продполочогеий о природе 68 Су^.. Имеется и в виду отнесение звезды по пространственно - / кинематическим характеристикам к "убегающим",

попытки обнаружси-шк ео двойственности по обнаруженной переменности Vpu блеска.

2) cL Caw (09,51 а^ ) (d Жирафа) - с отчетливыми признаками расширения атмосферы и темпом потери вещества, оцениваемыми в несколько масс Солнца за миллион лет. В классическом списке 0 звезд ol Жирафа отмечена как, ''убегающая" звезда. Lee (1913), Beohannan , Carmany (1978) ДЛЯ Нее НашЛИ, изменения лучевых скоростей с периодами 7ÍÍ9 и ¿7 евотвенот-ванно. В дальнейших исследованиях эти периоды не подтвердились и отнесены к двойственности звезды, а позднее - нестационарности ее атмосферы. Вновь-были/предприняты попытки выделить периодическую состовляющую в изменениях со временем, лучевой скорости и-профиля линии Н^ . Таким образом, осталось нерешенной проблема - oi Еирафа "убегает в одиночестве v.1 или вдвоем ?""или обнаруженная переменность Ца связана • проявлением атмосферной леременнестл.

' Волы» сверхгиганты. НЛ> 91316 j>b ее (в/3-6) - является программной звездной по изучению ее атмосферы с точки зрения ностацмнарности, а также как кандидат, поДезроваюций-ея в магнетизме. По лучевым скоростям;обнаружен переменный Бальмеровский nporpeeq (регресс).

НЗ) 21291 (В91а) и НЗ) 21389 (AOIa) -'выделились среди белых сверхгигантов более определенным сходством с пульсирующими переменными.' Было установлено, что их нестационар-коеть, по-видимому, связана с квазипериодическими движениями типа пульсаций атмосферных слоев етноеительно центра: маооы звезды. Изучение проблем пульсации, у- подобных звезд о помощью 2-м телескопа и куда спектрографа вполне доступно...

■Г - сверхгиганты. HCD i.63506 - 09 Не (-F2a) - лыоокошн-.

ротная злезда ( в= 21.9, £ * 26ü0 пок). Звезда обнаруживает'

изменения блеска пульсационного характера с периодами 63? 5 и. яГ

$8.0. В чидимой области спектра G9 Ног сииесмецепнио около-зчездные компоненты наиболее сильных абсорбций наблюдаются почти постоянно (ЗеКналов, Ченцов 1976) и для линий бальмо-ровских серии прослеживается до Hg .

Изучая атмосферы Г сверхгигантов (в том число 89 Не/" ). Абт (I9Í37) пришел к вытод;;, что высокоширотные сверхгиганты имеют существенный дефицит (по отношению к-Fe) некоторых химических элементов.

Ввиду неполноты и противоречивости данных мы включили 89 Не для спектроскопического анализа.

HD194090 - у Суя (F31) - наблюдение многочисленных ли— •.вий атомов и ионов различных металлов ( fax, Cr , Ti, Ип и др.), по нашему мнению, дют нам .возможность прослеживать характер изменения турбулентных движений в атмосфере с глубиной.

НЗ)206678 -£Peg (К2) - выбрана потому, что в спектральном класс? V.Z провгдение непрерывного спектра, хотя и сопряжет» со значительными трудностями, но даст результат, вероятно, не очень сильно отличающийся от действительности. В спектра этой звезды линий атомов и ионов различных металлов еще достаточно, чтобы с их помощью определить, и уточнить значения параметров атмосферы.

. Сварховерхгигаяты. Н2> I906C3 (BI.5 1а+) - является одним из интереснейших сгзерхгигантоа. Adams (I9II) наблюдал я ла обнаружил никаких эмиссинных характеристик в спектре., Вилоои (1956) исследовал и по линиям Н, Не, silll, si iv, Gil, nIi

обнаружил^ что лучевые скорости и профили H ..Н^, Hoi 5875;

со • ^ I

667S АА изменяется со временем. Исследование ее представляет больщой интерес с точки зрения нестацнонарности ее атмосферы, так как эмиссионные компоненты линий изменяясь со времеияу ■ исчезаеют и снова появляются.

IID 87735 ^ьее (AOIa) - является, по существу, наиболее..-ранншм классом в котором еще достаточно сильны и многочисленны лииии металлов и их ионов. Зта звезда являемся высокоширотной ( ь= , г^бССЛи^, с наибольшими значениями турбулентных i I

скоростей. j

б Cas (A3 la*) - один из немногих!белых сверхгигантов. .предельно высокой светимости. Атмосфера 6 Cas отличается значительной разреженностью и нестабильностью. Об втом свидетельствует, прежде всего, аномально низкая величина ускорения силы тяжести, находимая спектрофотометрическим способом. Найденные значения из наблюдений и вычисленные -по моделям звездных атмосфер дают для б Cas ig grv 0.7 - 0.8. Эта оценка позволяет от-ности б Cas к зьездам, ' стоящими между обычными белыми сверх- . гигантами j-0 ~ 2.0) так на'зыъаемыми сверхсверхгиган-

теми Магеллановых Облаков, такими, например, как Но 33579 (igÇjfl* 0.2 - Oi'5). У линии Н^ в спектре б Cas постоянно наблюдается эмиссионный компонент, форма профиля этой линии в ; пределах'типа. Р Суд ' . Отмечен небольшой (i 4 км/с) сдвиг линий ГеП относительно линий sill, вызванный, "-вероятно, сио-'тематическими движениями в атмосфере.

Наконец, 6 Ces обнаруживает переменность лучевой скорости и возможно, микратурбулентной скорости,'- a также переменность блеска.

-II- :/

Актуальность темы. Следует отметить, что/многие наблюдае-

' мне особенности спектров сверхгигантов 0 В Л ? né исходят norç»

еще полного и ясного физического объяснения. С другой cfcaponu,

: недостаток систематических наблюдательных данных не позволяет

выбрать» тет пли иной механизм иакачхи пульоациП и иестациеиар-

яости атмосфер. Поэтому полученные сведения г пульсацшнных

; ' j

; свойствах или нерегулярна крупномасштабных движениях, л свврх-: гигантах как и точки зрения наблюдений, ткк и теории болев чех , разноречивы." Рассмотрим эти обстоятельств, более; подробно.

Работы, посвященные исследованиям сверхгигантов, можне разделить к •-следующем образом:

1. Работы,, где приводятся наблюдательные признаки йвста-циояарио'сти атмосфер 0 - сверхгигантов (бегунов) т.е. изменение

. светимости, ¿леска, цвета, профилей и лучевых скоростей линяй , и т.д. (Шкловский 1976,stone I9C2,Biaaw 1961), (Асланов, Кор; нилов, Черепащук I9S4 и др.).

2. Работы, пытающиеся объяснить изменения лучевых ояороо-' ; тей 0 "бегунов", их двойственностью. ( G^es,, Bolton 19Б6; Шклов-

■ ский 1976; Черепашук,'Асланов 1964). .

3. Работы,- в которых переменность/"О" свархгиганхог .объясняется тем, же механизмом, что и у звезд типа Сер.

'4. Работы,1 где приводятся наблюдательные признаки неста- j . циснЛряости атмосфер 39 - A3 сверхгигантов (AnderchiH 1Э61; . 1966; Aydin Î972; 'Appenzells£972; HutchingiQ76; Rosendhal 1976; ! Rontlzas, F and Kontizas.M ¡4 ±g80; ЧенЦОВ.Е 1978). * |

'- 5. Работи, огязываюцио переменность о йульсацирняыми свой-j стяани объектов и в частности, приводящие аргументы в пользу ■ радиальных и нерадиальных пульсации. Классическим примером является работа Abt —а (1557); Burki (1976);

Maeder (I9oO) Пв-* <

казали, что переменность светимости, блеск* и лучевой схорости ; оверхгигантои '. • . ' ' '

связаны с пульсацией.

Sterken (1977); Percy and Wielch (j-983), Lovy et.al ответили, что свархгш^нты скорее пульсируют в нерздиальных модах, чем в радиальных. В обзоре, посвящониом пульсациям звезд», сверхгигантов, t-iaeder (1936) пришол к заключению, что ранние'сворхгигамтн, по-видимому, пульсируют в иорадиалышх модах а позднее некоторого спектрального класса (в.области ?) они показывают радиальные колебания.

Lucy (1976) на основе 447'данных о лучевой скорости oí.

(А2 1а), полученных Паддоком (1935) в течение 1927 - 1935 гг.

показал, что переменность связана с одновременным возбуждением

нескольких дискретных пульсаций. Lucy нашол 16 значимых перио-ïi et

дов в интервале от 5.9 до 100.8. Большие значения периода (Р^ et

Р^.М.З) приписываются нврадкальним пульсациям. Ferro (ISQ5) па основе i/ß WX фотометрии и значений лучевых скоростей для 5 желтых.сверхгигантов установил, что 3 из aux нерадиальные пульсаторы. Burki et.«а. (i960); Геггц (1361,1983, 1991) от-'мэгилк, что некоторые•сверхгиганты демонстрируют нерогульярное поведение: показывают фазы покоя, неустойчивую переменность, перемонность периода, амплитуды, фазы к моды.

Хотя для многих сверхгигантов были отождествлены впди п моды колебаний Burki (1987) считает, чтю эта проблема нуждается в-дальнейшем уточнении и усовершенствовании путем длительных наблюдений объектов.

В своих обзорах van Genderen (1991) И BaacJe (1991) пришли к.заключению, что сверхгиганты в основном показывает квази -■или дажо нерегулярные изменения блеска, лучевой скорости и т.д.

Все эти разнообразные, но непротиворечивые результаты показывают, что (как sí отмечалось самими авторами) необходимы длительные в детальные исследования каждого объекта.

- 13 -

б. Работы, где рассмотрены теоретические йсй;.:с.м про;'. -ломы я возможные физические процессы поддорзш:

Ledux (1951) показал, что пульсация дохг,с,:;ть боле..-заметкой у бистровращапщихся звезд, т. к.' блогодзрг. тпсда-ниа данная (разанансная) частота колебании i' о tj т ш.н'.тъ о о у. ъ ^ щую амплитуду. При медленном вращении любой механизм возбуждения одной моды также возбуждает и другие моды. По этой причине амплитуда колебаний является ограниченной из-за разделения пульсационной энергии между (zf -1- I) модами (Дзоибов-ский I9S0), Baade , rerit (198'0 на примере двух сверхгигантов, бистрозраиаю!дегося^У/^ (Äil£, V-Si-У). - 230 км/с) и медленнозраЕ;аю!цегосл^?ЛА?&^ С , YSnu - 70 ^^ ) показал;:, что би^троо вращение необходимо не только для наглядности, г. также для физического существования нарадаальных пульсаций из-за интерференции колебании различных мод.

conti , Ebbets (1977) показала, что турбулентные движения 'могут существовать д&ке в 0 звездах. Голь конвекции в сверхгигантах рассмотрена Haeder - см (ISoO), внеэнне конвех-

Г" » п

тивные зоны могут существовать в о-, г, Л и Б сверхгигантах.

Механизм накачки пульсаций рассмотрен Сох ~ - ; (1983), Как показали Lucy , (1976) и Сох (1S33) пони вто;- коаь: -• циц гелия недостаточно для поддержки иульоаьк.: • оьэрхгкг;. тол. Другие предлодонние механизмы (р&ддецаь-м'/' •.. noouoxow лея Appenzeller , (±936) ) и шхшшз« пэргнол^мназ, про./,.;. ,-жоннш! Cux, Mieder, (1956) .¡iJiHO-pfti боле«.- r-j [,.>!сгив1шми, не способности поддержки пульзациа штдоитаг "ib* лама, nieder (1986) отметил трудности определения относительного вклада различных механизмов накачки пульсации у сверхгигантов разных спектральных классов.

- Ш

, Только детальные исследования поля скоростей у разных Сверхгигантов могут дать ответ иа этот вопрос.

, 7. Работы, где отмечены некоторые особенности наблюдаемых спектров и несгабильностей атмосфер сверхгигантов, которые, по нашему мнению, играют важную роль изучения проблемы пульсаций этих объектов.

Еще в 1957 г.Abt отметил, что у некоторых сверхгигантов наблюдается незначительное отличие, переменное со временем, у лучевых скоростей между группами линий -Fell иЛе-И. < В дальнейшем подобные дифференциальное сдвиги между различными группами линий (ионов Hei и водорода) были отмечены для многих сверхгигантов. Ченцов ц Снежко (1970); Гранес и Герман, (J971); Aydin (1971, 1972, I979);flutchings , Laskerides (1973); Rosendhai (1973); Чвнцав (1978); sterken,woif (1976)j

Kontizaa F.Kontizas m(I9SO), ionu£ (1979); Соколов и Ченцов (1984); Иусаев и Чеицов (1989). и др. Ченцов и Снежке (Ä7I) при исследовании атмосферы сверхгиганта fb £?/"i*(B91a) ; показали, что существует зависимость лучевых скоростей от оптической глубины формирования"линии в атмосфере. Свпостав-ление лучевых скоростей отдельных линий с лучевой скорости , центра массы звезды показало, что у/З^верхние слои в основном расширяются, а нижние слои, повидимому, показывают движением типа пудьоаци«.

В работе Sterken (1977) и Maeder (i960) отмечено существование у сверхгигантов длительных циклических переменноо-тей, на которые полагавтоя короткие изменения.

' Van sencieren (1985) показал, что некоторые 0 и ранние В сверхгиганты кроне периодичеоких или квазипериодачеоких колебаний светимости и блеска, ддновремппно ..бмонстриругат непериодические изменения.

оти изменения так называемые "и variations" вызваны (по крайней мере у 0 сверхгигантов) конвульятивными пульсациями.

Wolf et. ai. (1974) пришли к заключению, что у сверхгигантов существует кетермическов поле скоростей, меняющееся со Временем И глубиной В атмосфере, van Genderen (1936) для О В А сверхгигантов по Данным VBbUW фотомотрии обнаружил, что оуществует зависимость амплитуды блеска от длины волны.

Среди сверхгигантов лучше всего изучена упоминавшаяся в отом обзоре звезда А Но работа iiucy (1976) основывалось, ¡¡а данных Paddock (1S35), относящихся к узкому интервалу оптических глубин, которые не давали1сведений о поло скоростей и ■ гем более, о его изменениях с глубино^ватмос^ерв.гопие (1979), обнаружил эффект стратификации лучевой скорости в атмосфере

Линии металлов, предположительно фогосферного проиохокдо-

эта .в о л им к и а меняется от 50 до 150 км/с. Отметим, что ото не единственная звезда, у которой наблвдаатся изменение лучевых ! скоростей в зависимостй от глубины формирования линии.

Существенно, что большинство особенностей переменности . сверхгигантов установлены на основе непродолжительных фотомет- ■ ричеоких наблюдении, которые не давали информации о поде скоростей н ?го изменениях со временем. По втой причине-такие принципиальные вопросы, как отличительные особенности пульсаций у сверхгигантов цазных спектральных классвв, у быстро - и медлен-1 новращавихоя сверхгигантов, существование стабильных периодов

ния, имеют типичные амплитуды изменения лучевых скоростей £ 1^ = 6 км/с. В более высоких областях, где формируются бальмеровскне Линии с малыми номерами и линии/'' " 4481, « 15 км/с а в самых высоких областях - центральные части линии

«

-.16 -

" н амплитуд колебаний, связь пульсаций со звездным ветром,. выявление механизма, поддерживающего устойчивость разных классов и т.д. до сих пор остаются открытыми. Требуется

• I

дальнейший тщательный анализ движений в атмосферах сверхгигантов, включающий учет эффектов стратификации. Несомнея-- по, детальное исследование лучевых скоростей в спектрах

сверхгигантов может бить мощным инструментом для изучения ', структуры и динамики колеблющихся оболочек этих звезд, а также для развития теории звездных нерадиальных пульсаций • к выявлзния их механизмов.

Исследования полей скоростей и их изменений со временем требуют не только длительных и непрерывных, но и качественных .спектральных наблюдений. Наблюдательный материал дол-

■ жеп обеспечивать,'^наряду со спектральным разрешением, доста-. точно высокий уровень отношения сигнал/шум. Такие спектральные наблюдения для горячих сверхгигантов были .проведены иа 2-м телескопе л фо&усе куда Шемахинской астрофизической обсерватории АН Азербайджана с 1975 по 4988, на телескопе Ондр-

кейовской обсерватории Астрономического института № Чехосло-

■ вакии, на ОЗСП БТА ОАО АН РФ а' также на ЗТШ, Крымской астро-; физической обсерватории АН УР.

Наш интерес к звездам О В А Р связан..- с тем, что, во-первых они выделялись среди сверхгигантов более определенным сходством с пульсирующими переменными. Было установлено, чт» . их пестационарнооФь, по-видимому, связана.с квазипериодичес-• кими движениями типа пульсаций атмосферных' слоев относитель-. ио'центра массы звезды.- I

- во - вторых, эти звезды достаточяе яркие. Изучение проблем пульсации у подобных объектов с пдмэщыо вышеуказанных телескопов вполне доступно.

- 17 -

И, наконец, эти звезды являютоя' объектами, подходящими: для изучения вышеуказанных проблем еще и потому, что их опок-тры в оптическом диапазона богаты линиями, которыь позволяют изучить кинематику атмосферы в широком диапазоне оптических глубин и спектральных классуй.

Целью настоящей, работы является: получить для выбранных для исследования звезд высококачественны^, однородный спектральный материал с высоким разрелен'«ам на длительном- интервале, для отдельных продолжигольных дат.

Применить выеекий инструментальный и комплексный'метод, об&спемивяощи-а однородность и точность измерения и редукции,' а т&кже первичной интерпретации лучевых скоростей на большом временном промежутке .

Выявить неотационарности атмосфер горячих сверхгигантов (пульсация или нестационарное расширение): а) детально исследовать 'изменения поля скоростей как со временем, так и с глубиной в атмосфере о помощью "кинематических разрезов", т.е. зависимостей лучевых скоростей линий от оптических глубин формирования их в' атмосфере, а также с помощью методами кривой роста и "корреляций ширин" линий, изменения макро - и макротурбулентных скоростей от оптических глубин в атмосфере, б) на основе полученных данных о лучевые скоростях методом гармонического анализа найти возможные "квазилериоды" или "характерный времена движений слоев", существующих в атмосфера* этих звезд, в) сопровождается'ли инверсия Р Су^и -профиля линии Н^ у некоторых сверхгигантов "выклоче'гтем" механизма расширения или !,включе11ивм" сжатия атмосфеьи.

г) применением "спектра турбулентности" объяснить происхождения (динамику) турбулентных движений в атмосфере сверхгигантов.

Определение химического состава двух высокоширотных сверхгигантов: У^к-еои 89 Игр .

Уточнить некоторые противоречивые предположения, связанные с двойственностью 0 звезд и- *с(. Сот~).

Определение эволюционных параметров, выбранных для исследования сверхгигантов. § .

Научная новизна работы сводится к следующему: впорвые

1. Выполнены однородные, высококачественные спектральные наблюдения с высоким разрешением для выбранных исследования

О В А Г сверхгигантов на длительном временном промежутке о 1975 по 1986 гг. •

2.' Для двух звезд 0 - "бегунов" (68 С^ иЧ Сят) уточ-неп характер изменения лучавых скоростей во всех спектрах. Анализ полученного, на.предмет обнаружения двойственности, материала показывает появление короткипериодической физической переменности, которая интерпретируется как проявление нерадиальн^х пульсации,

3. Для белых сверхгигантов Н2> 21291 и Н 3) 21389 с прида-т пением нуль-пункта шкалы лучевых скоростей (лучевой скорости центра массы) твердо установлено, что в атмосферах этих звезд существуют движения тийа радиальных пульсаций.

Для белых- сверхгигантов НЗ) 21291 ц Н2> 21389, о помочь данных об оптических глубинах формирования линий в атмосфера, изучено изменение диффиеренциальных сдвигов линий для широкого интервала оптических глубин. Установлено, что разные слои атмро--феры у Н2> 21291

и НЪ 21389 двигаются независимо друг от друг;.

5. На основе "кинематических разрезов" и изменения,'профкля линии Н^ установлено, что атмосферы белых сверхгигантов Н 2> '21291

и Н2) 21389 находятся в следующих- оостояних (чередовании)

- 19 -

спокойной, сжимающейся, расширяющейся и сметанной.

, б. В изменениях профилей линии Н^ установлено существование двух циклов изменения профиля типа Р Cffg •

7. Методом гармонического анализа:

а) подтверждено существование движений типа норадиальных пульсаций у 0 звезд (68 суд , oi. Cam ) а радиальных пульсаций у звезд белых сверхгигантов HD 2I29I п НЛ) 21389.

б) найдены значения периодов, амплитуд и средние значения лучевых скоростей для разных слоев атмосферы. Эти значения, от-

■' личаются для разных слоев, но, они стабильны для данного слоя как в отдельные сезоны наблюдений, так и па длительном временном интервале.

' 8) В спектрах 89 Her обнаружены. синеСмещенныо околозвезд-' • ные компоненты в сильных абсорбциях, которые конкрируют по глубине с наиболее интенсивными, а в бальмеровской серии ояи прослеживается до Hg . У и- Ир околозвездныо компоненты глубже звездных.

9) Определены микро — и макротурбулеятныо движения и изменения с глубиной л атмосфере: белых сверхгигантов (^ Leo )f F .сверхгигантов (89 нег , у суд и. £ Peg ) и сворхсверхгигантов (6 Gas ).

10) Разными методами определены значения ускорения силы тяжести на поверхности 10 - ти сверхгигантов.

11) Устоновлон признак иестационариооти атмосферы. !1и служит величина превышения "дииамичоского" ускорения с/.лы, тяжести

. иад "опектропичаским".

12) Выявлено возростание асех перечисленных выше характерных параметров атмосфер сверхгигантов со оветммостыо.

На защиту выносятоя:

- 20. -

1. Результаты спектроскопических исследований 10 - ти горячих сверхгигантов, полученные с высоким разрешением на пози-ционно стабильных спектрографах 2 - телиекспа ШЛО им.Н.Туси

АН Азербайджана и Ондржейовской обсерватории Чехословакии, на б - м телескопе CAO АН РФ и на 2;6 м телескопе Крымской астрофизической обсерватории.

2. Данные о лучевых скоростях для отдельных линий .и их однородных групп , IIg , Hj. , 'Н^ , Hel , Sill ,SiIII ,

Siiv . Fell , CrII, Nil , Mgll , Till ) В .

спектрах 0 звезд (• 68 суд, d cam ), белых сверхгигантах ( Leo

(J> Leo ^ Leo , HD 21291,HD 2138>SM? Г Сверхгигантах (89 Her , . усУ9> С Peg ) и сверхсвврхгигантах (б Cís , H2) 190603), а также данные о микро - и макротурбулентных скоростях в спектрах Leo , б Cas , 89 HeR , у Суд и £ ред.

3. Вывод о существовании короткопериодичаской физической

: переценности у 2 - х "убегающих" 0 - звезд' (68 Суд и ci. Cam ), несовместимый с гипотезой об их возможной двойственности.

4. Анализ "кинематических разрезов"•зависимостей vr от (lg ) для белых сверхгигантов-H Л 21291 и HD 21389 и'их интерпретация; . ' ;

5. Анализ профилей водородных линий и др.- (элементов.

6. Циклическое (квазипериодическое) изменение профилей и "кинематических разрезов" и их связь о расширением и сжатием атмосферы звезд. ,

Í. Установление факта существования в атмосферах 0 звезд (68 суд, Cam ), и белых сверхгигантов (HD 2I29I и Hd 21389) движений типа нерадиальных и радиальных пульсаций JV- стабиль-i ном временном интервале.

. 8. Определение химического состава друх вноокошкротных

\ ЗВвЗД Q Leo 89 Her.

9. Объяснение присхождения турбулентных движений

применением "спектра турбулентности" в атмосферах сверхгигантов.

.10. Анализ нсстационарности и возрастание других характерных параметров со временем.

Апробация работы. Основные результаты докладывались на астрофизических семинарах ШАО АН Азербайджана, GAO АН РФ, Крымской астрофизической обсерватории, Ондржейовской обсерватории AIL АН Чехословакии и Триестской обсерватории Трнестского Университета Италии. На всесоюзных совещаниях рабочей группы "Звездные атмосферы", Н.Архыз (1985, 1992), Кайань (1989), Тарту'(1991), иа всесоюзном совещании "WR - звезды и родственные объекты": , Шемаха (1989). На совещании международной рабочей 'группы "The at. Biospheres of early' type stars " Kiel (1991) на международном совещании "Звездный магнетизм" Н.Архыз (1991), ма международном . ^совещании "Звездныо атмосферы" Крым Научный (198*0. . . Структ?/ра и обьем диссертации'. Диссертация состоит из Вве-. дения,- четырех глав и заключения. Обший объем диссертации 203 >'о!Г$аниод текста, 42 рисунков, 16 таблиц, библиография содержит наименований. ', • ; '

Содержание.работы 1. Во Введении дан обший анализ сделанных -до-настоящего времени работ по изучению, с точки зрения'неСтацио-.парности .¿тмосфер.'сверхгигантов. Дано'обоснование актуальности ' ; работы, сформулирована :цоль и постановка задачи, а также обосио-, ~пан выбор объектов. ' .. ' '■/ ' ■

'' -В первой главе описан прибор, спектральный материал/обработка и редукция. Подробно описываются спектрографы Г - м телеокопов ШАО и Ондржейовской обсерватории, ОЗСЛ 6-м телескопа. Эти спектрографы являются позиционно стабильными и обеспечивают надежность использования этих спектрограмм для анализа луевых скоростей.

На эшеле спектрографа ЗТ1П для ^ Leó} Y ^ »

были получены 12 спектрограмм ('i спектра по каждой звезде)

• о. ° о

с днспероями I.I - 1,2 А/мм для Л 3500 А и Л- 6500 А, соответственно, на пластинках " Kodak » ОаО и OaF. Разрешающая

о

способность спектрографа достигает 0.06 - 0.07 А.

Начиная с 1975'года в ШАО, CAO и Ондржейовской обсерва^ тории был получен спектральный материал для исследования нестационарности горячих сверхгигантов. Материал накапливался/дАя проверки предположения о существовании в атмосферах исследуемых звезд периодических или квазипериодических движений типа

пульсаций. Решения подобных задач предъявляет к спектрографу

(

. весьма строгав требования: высокая позиционная точность при высоком спектральном разрешении должна сочетаться и с максимальной возможной фотометрической точностью. Сопоставление ¡эффективности двух систем, куда - спектрографа 2-м телеокопа ц ОЗСП БТА, а также возможные пути их улучшения отмечены Рзаовым и Ченцовым. Для позиционных измерений и анализа профилей в спектрах 0 звезд (68 , ¿ля? ), белых сверхгигантов ( Н2> 2I29I, НЕ 21389, ^Uo^j)Lto ), -Fсверхгигантов (89 He to, у fyg, £ Peg ) и 'сверхсверхгигантов (Hi) 100603, 6 P&S ), всего было использовано больше 100 спектрограмм, пол-ченных иа 2 - и телескопах ШАО,и Ондржейове и ОЗСП БТА CAO.

'..Были отождествлены и определены эквивалентные ширины линий в интервале длин .волн X Л3500 - 6900 А для 0 звезд (68 Су g id. Cam ) по 200 линий, для белых сверхгигантов (^ Leo, J> L¿& ) - ¿00 линий, H5 21291 i НО?.21389 по 200 линий, для" f .сверхгигантов (.J fyf, $9 Мер , £ Ре^, ),2250 линий и по 200 ' линий, для оверхсверхгигангов

(£ fas t НЪ 190603).

Регистрограммы для сверхгигантов ^ Á eû, у й/^ 'и е/с^ был» получены на микрофотометре в прямых интенсиьностях в Крымской астрофизической обсерватории. Позиционные измерения осуществ-

- 23 -

лялись на комплексе АМД л CAO АН Pi.

Зо зтороЛ глаье приведены результаты спектроскопических исследований^0-звезд (б8 суд,&cam ), белых опорхгигантой (j^ leo,HD21291, HD21389 ) ? - СВЭрхГИГакТОЙ (89 Her,^ Суц, £ peg . ) м сьархсиерхгигантод ( б cas, hd 190603 ).

В основном а анализах были использонаны лучевые скороити О звезд (68 Суд, ot, Саш ), 6ПЛЫХ СларХГИГ«Н7 03 (.HD21291; HD21389 ), и Г сверхгиганта (89 Her ), микро - и ыакрогурбу-ЛвНТНИв скорости ijjLeo, 6 Cas, у Суд, 89 Her и £ Ред.

Применением метода Диминга определены "периоды" изменена^ лучевых скоростей и установлено, .Что гипотеза двойственности О змзд 68 суд t и Саш не находит потгерждение.

Подробно проанализированы "кинематические разрезы" |1 звезд Hd 2I29I и Hd 2Т309, так как основным источником информации о кинематике заезд с протяженными атмосферами являо* оя дифференциальные сдвиги линий в их спектрах. При атом первым шагом являеточ анализ ма'блодеиных результатов хода лучевой скорости для линии водорода в зависимости от сериального номера бальмеровских линий.

Изменение лучевых скоростей OTigТ показывают также и ли

г .

нии ионол других элементов и, объединяя такие зависимости пО всей глубине атмосферы .выбранных звезд, можно проследить измг* нанив скорости.

Таким образом, связывается дифференциальные сдьиги линий с глубинами их формирования. Такая функциональная заьисимоеть ( vryv ig^. .), называется "кинаиатичэском разрезом"..-Поело их'ама/.иза сдедакы сльдуюпие выводы: I. Значения лучавых скороото;. и их зн<«ки (имечяютоя .<;о временем для линий разных элементов а с глубиной в атмосфере

- 24 -

2, Изменение значений лучевых скоростей от оптической глубины' их формирования указывает на существование в атмосфере двух типов движений, веществ - расширения и сжатия. Зги движения альтернативны друг - другу и имеют пульсациои-ный характер.

3. Наблюдаются некоторые идентичные, повторяющиеся "кинематические разрезы", ¿ти кривые показывают изменение физического состояния атмосферы исследуемых звезд со временем к характеризуют его следующим образом:

а) алгебраическое увеличение значения Ур с ;

б) алгебраическое уменьшение значения с -¿с/ Т^ ■

в) прямолинейная зависимость ^ С ¿^ ^ ;

г) волнообразная зависимость С-^?^-

На этой основе вышеуказанные состояния атмосферы, по видимому, можно условно называть; расщирякщичся, сжимающимся, спокойным и смешанным состояниями, -соответственно.

' 0 расширении или сжатии атмосферы на всем наблюдаемом ин--тервале глубин мокно говорить только тогда, когда наблюдаемые* значения превышают лучевые скорости центра массы звезды или меньше. Были построены зависимости , звезд белых сверхгигантов У/2) 21291 и ¡~П) 21389 при их расширении и сжатии. 2то зависимость показиья•.'.•, что амплитуда колзба-

I

пий разных слоев отличагтея друг от ,та. У обоих звезд а«а • одинакова для нимизх' и промежуточна • ;.;оов и увеличивается к верхним слоям, а промежуточные ело!, .^¡¡аисгрируют колебания а неподвижном состоянии относительно центра ;,.:.асы звезды.

В этой главе также описываются изменения состояния форм "кинематических разрезов" атмосферы белого сверхгиганта НХ> -21389 в течении б г и-ночей (25.09 - 30.ОУ.т'->о ; г.) и быстрие переменности в течение одной ночи. -

Определены периоды, амплитуды и средние скорости для разных слом. Их сопоставления показывает, что все эти параметры а той или иной степени зависят от глубины в атмосфэрп.

Гармонический .анализ длитолвных наблюдений с 1975 по 1988 гг. показал, что варяции лучевых скоростей белых сверхгигантов IID 212.91 и Н D 21389 обусловлены радиальными пульсациями атмосферы. . 1

Методами кривой роста и "корреляции ширин линий" проанализировали мнкра - Vfm и мэкротурбулентиые ~ l^sf движения в • атмосферах Í^Leo}6l¿izj-? у üfg и- £ Р-гсг, . Значения для линий (или групп), имеющие разные потенциалы возбуждения одного элемента, а также других элементов, различаются в атмосферах этих звэзд. В то же время для б в пределах ошибок .остается неизменной (27 к.м/с) на разных глубинах я атмосфере, для l^LtO значения V^ изменяются я обратном направлении по отношению х V¡m ■

Сделана попытка при помощи теории конвекции М.Шзарцшильда и "спектра турбулентности" объяснить дин&мику турбуле<5цин в з.т-•мосфорах сверхгигантов, В турбулентном движении энергия пзрз-дсотся от малых,значений волновых чисел,"к" больших эленоитов турбулзнтносгя к большим значениям (малые вихри). Иначе говоря, .малые турбулентные,элементы образуется из больших

В третьей главе приведены результаты,исследования значений эквивалентных ширин (й?'), химического состава двух высо-коширотиых звезд {у Leo сс &3 tíet*), опродоленпя ускорения; епдй тяжести () и других эволюционных параметров 10 - тн сверхгигантов. Наиболее подробно проанализирекца как признак переменности профили линий, Ур , И у и других элементов.

На основе собственного спектрального материала с достаточной уверенностью установлено, что профили линий являются .

переменными. Наиболее разиообразт форма линии Н^ : в чистои поглощении (или эмиссии), нормальном и инверсном Р Суд* -' профиле, в широкой эмиссии с центральным поглощением (эмиссия ■аходится с обоих сторон поглощенного компонента).

.'■ " Исследованы профили Н^ , полученного в течений б - ти ночей. Еидно как развивается, разммвается и исчезает эмиссион-яый компонент и прослежена срязь этого явления с изменениями

'физического состояния атмосферы звезды - HD

■ 'г 4 ' • ■

! Профиль линии Н^ имеет сложную структуру и он в связи о,-

V изменениями физического состояния атмосферы звезды изменяется

со временем. Оя наблюдается в виде нормального, инверсного Р ; - профиля с двумя компонентами и в чистом поглощении. Че-

редование. инверсного и нормального Р Су^!. - профилей, в своп очередь, сопровождается, в основном, сжатием и расширением . доступ, ых для наблюдения верхних слоев атмосферы 'звозд.

По этим наблюдениям предполагается существование двух ^циклов (квази - период) изменения структуры. Ноли в одном слу-: чае инверсный, то в другом ~ нормальный Р С^ - профиль после чистого поглощенного профиля.

Абт (1957), изучая химический состав сверхгигантов, обна-. ружил аномалии для звозд, находящихся на больших расстояниях от галактической плоскости. К„таким объектам также относятся сверхгиганты £ Leo (АО) (Ь; , z*¿>fP ) и БЭ^Не^ (-F2) -

{ г-. £<?£>£> пек).

Химйческ*^ оостав, относительное содержание, элементов: tí, са, кд, .с, v,<cr, Hn, sr хорошо согласуется (й Leo. ) со "стаядартный" значениям, а различия для . fe, si, .Jní находятся в пределах ошибок определения. Только дл по отношение к "стандартному" химическому' составу получено завышенное на. ' lg л f - I.II значение■ --

- 27 -

Содержание углерода, магния, кальция и скандия занижено а атмосфере 89 нег , кремния и серы - близко к солнечному. Получен значительный (в восемь раз) избыток натрия. У элементов труппы железа содержание близко к солнечному, однако у марганца, железа, кобальта оно,' возможно, занижено, значительный дефицит бария (более, чем в деоять раз).

Определение lg g для сверхгигантов интересно тем, что по.' существующим спектроскопическим данным сверхгиганты характеризуются аномально низкими значениями ускорения силы тяжести по сравнению о ожидаемыми из динамических соображений. Средние значения величины (ig gdyn - 9sp ) оказались равными -О.OI для сверхгигантов классов светимости хь и iab и - 0.Об для сверхгигантов Ха , •+ 0.2^ для сверхгигантов 1а+ (для Р orí и б-Саз ). Звезда 6 Cas будучи,' по-видимому, одной из наиболее ярких звезд Галактики, особенно наглядно выявляет возрастание, всех перечисленных характеристик сверхгигантов со светимостью. В четвертой главе приведено обсуждение получанных результатов, к в заключении перечислены основные результаты диссертации.

Основное содержание диссертации опубликовано в следующих работах

1. Зейналов С.К, Копылов И.Ы, Изв. Крымской астрофиз.обо.

1967, I» 36, 155. .

2. Зейналов С.К, Изв. Крымской астрофиз.обс. 1967..

- 3. Зейналов С.К, Изв. АН Азербайджана, серия ФТ и И наук,

1968,/¿'4,43.

4. Зейналов С.К, Изв. Крымской астрофиз.обс. 1970, 298,

341.

5. 'Зейналов С.К, Циркуляр МО АН Азербайджана, 1991, Л/ 10.

6. Зейналов С.К, Циркуляр ШАО АН Азербайджана, 1973, // 16. 7.Зейналов С.К, Кулиев М.Р, Циркуляр ШАО АН Азербайджана,

1973, У 30-31.

8. Зейналор С.К, Аббаоов Г.И. Ченцов Е.Л, Изв. САО АН СССР, 1972,4, 81.

9. Зейналов С.К, Аббасов Г.И, Ченцов Е.Л. Изв. САО АН СССР, .1973, 5, 81.

10. Зейналов С.К, Циркуляр ШАО АН Азербайджана, 1974,N 37.

11. Зейналов С.К, Циркуляр ШАО АН Азербайджана, 1976,N 50.

12. Зейналов С.К, Ченцов Е.Л, АЦ, 1976, N 923.

13. Зейналов С.К, Циркуляр ШАО АН Азербайджана, 1976, N 56т

57.

14. Зейналов С.К, Циркуляр ШАО АН Азербайджана, 1977, 58.

15. Зверева Е.Б, Зейналов С.К. и Ченцов Е.Л, Изв. САО АН СССР 1964 я.. 18 стр. 29. „1

16. Зейналов C.K. Мусаев Ф.А. Письмо в Ш 1986 .т-. 12 304.

17. Зейналов С.К. Ыусаев Ф.А. и Ченцов Е.Л. Иов. САО АН СССР, 19Ь5, т. 21, стр. 3-7.

18> Зейналов С.К. Мусаев Ф.А. и Ченцов Е.Л. Письио в AI,, 19Ь7, т.13 223;

19. Зейналов С.К. Рустаиов Д.Н. Изв.АН Азербайджана, ( 1986, т.5, N 3.

20. Зейнаяов С.К. Рустаиов Дж.Н. Reprint ИФАН Азербайджана, 1987, » 248.

21. Зейналов С.К. Рзаев А.Тр;Каз.гор. АО I9&8 51,74.

У 22. Рзаев А.Х. Зейналов С.К. и. Ченцов Е.Л. Кинемат.физ. невеских гол, 1989//5, 75.

23. Zeynalov S.Q, and Rzayev A.JKh, Astrophys.Space Sei., 1990, 172,p.211.

24. Zeynalov S.Q,and Rzayev A.Kh, Astrophys. Space Sei . 1990,172, p.217.

25. Рзаев А.Х. Ченцов Е.Л., и Зейналов C.K.I99I Сообщение САО АН СССР, Ь7, 5.

26. Рзаев А.Х. Ченцов Е.Л. и Зейналов C.K. 1991, Изв. •" САО АН СССР. 34, Ь4.

27. .Зейналов С.К. Халилов А.М. Гасанова А.Р. Кинем.фкз. небесных тел, 1988, Т. »19.

■ ЛИТЕРАТУРА

Maeder А. 1986, Highlighte of Astronomi, 7,173 Stone R. 1982, J. 261, N 1, p. 208 - 219.

Kumar.C. Kallmari.T. and Thomas R. Aserch for X - rays from runway stars, Ap. J, 1983, V, 272. p. 219. Асланов А. Корнилов, и Черепащук'.A. 1884, Письмо в Астрой.жури. т. 10, ст.665.

Gies.D. Bolton. С, 1986 , Ар. J. Suppl. Ser, V, 61 р,419. . 'Иасевич.А. Тутуков.Л. И ЮигейЬСОМ.Л. AStrophys.and Spac fici. 1976, V,40,p.115.

Van den HEUVEL. E. 1976, In Structure and Evolution of close Binari Systems , IAD Syiup. N 73 Dordrecht Reidel, p.35. . .

Шкловский.И. 1976, письмо в Амрон.журн. ст. 119. Ыусьев.Ф, и Снекко. Л,1682, Письмо в Асгрон.яурн. s. 14. JJ 2 163

abt.II, 1957, Ар. J,120,p.138. 1 •

Кошлов.И, Витрочонко'.Э,'Галкина.Г, Голлаздский.О, 1963,. Изв. Кр.АО,, 30, 42.

, Suscombe.W,1974, The Observatory , 94,p.120.' ;

kaeder.A, Rufner. F,l372, Astron. Astrophys.20,p.437. Appenzeller.I,1972,Publ.Astron.Soc.Japan,24 p.483. Burki.G,1978,Astron.AstrophyS.65,p,357. Takeuti.M,1979,Sci.Rep.Tohoru UIJIVER.62 , p,7. Hneder. A,1900,Astron.Astrophys.90,p,311. Stothers.R,and Chin.C,1976. Ap.J.204,p,472.

2- 31 -

Lovy .D.Vaeder .Л,Noels .A and Gabriel .M, 1984 ,ASTR01S. Astrophys.133,p,397.

Maeder.A 1981,ABtron. Astrophys.102,p,401

Struve.0,193 2 , Prac .fiat. Acade .Sei.18,505 .

Wright.K.1946, S.R.A.S. Canada, 40,183.

Wright.K.1947, J.R.A.S. Canada ,41,49

Unsold. A. Struve .0,1949, Ap.J,110,455.

Huang.S,1951,Ap 114,287.

Копылов И. 1964, Вопросы космогонии, X, 74 »

Боярчук M.,1963, Диссертация, Ленинград;. ,

Abt.II,I960, Ар.J.131,199.

Struve. О.1946,Ар.J.104,138. /

Wright .К,Dien E.van, 1949,J.R.A.S. Canada, 43,15.

Underchill. A,1948,107,349.

Кумайгородская P.,1965, Диссертация, Ленинград.

Huang.S,Struve. 0,1952, Ap. J. 116, 410.

Huang. S. Struve.O, 1955, Ap. J. 121, 84.

Van de Heuvel, 1963, Bull. Astron. Netherl. 17, 140..

Wright.K,1950, Publl. Don. Obs. Victoria,8,201.

Витреченко Э., Копылов И. ,1962, Изв.КР.ЛО, 27, ТИ,

Галкина Т. ,Копылов И.,1962, Изв.Кр.ЛО, 28,' Г,5 .

Кумайгородскал P., IS67, Изв.Кр.ЛО, 3'-''.

Боярчук А.,I960, Вопросы космогонии, 7, ЯГ -

üycTí?ль Э. ,1960, Звоздныо атмосфзры, ст.35;',

Копылов И., 1964, Изв.Кр.ЛО, 32, 68.

Копнлоа И., 1965, Изп.Кр.АО, 33, 286.

Шайн Г., 1943, Бюлл.Абастуманской обе. 7.. 83.

Мельникова А., 1954, Астрон яурн. 31, S49.

Griem. H. Koll. A, Shen. K, 1959, Phys. REVi 116,4. .Michalas D. 1965, Ap.'J. Suppl. Ser. N 92, 321. Jager. C. Heven. L.1967, Bull. Astron. Ins. Nether.Suppl. . 2,N4,125.

PraderiE.F, Talavera.A, Lamers'. H, 1980, Astron. Astrophys. 86, p.271.

Barlow. M.Cohen. M. 1977. Astron, Astrophys^ 213. 737. Kunarsz.P, Morrison. N. Spressart. B, 1983, Ap.J.266. 733. Be<*ls.C, 1955, Pull. Dom. Astron. Olps. Victoria. 9} p.l. Talayera, A, Gomez de Castro, I 1987, Astron. Astrophys. 1981, p.300. i

С«ибулии H,, 1973, Письмо в Астрон.журн. s.3, W 7.

Underchill. A, 1979, Ap. J. 234, 5,20 . Morton. D. M.M.E.A. S., 1979, 189., 51.

Blaauw. A, 1961, Bull. Astron. Inst. Nederl. V,15, p.265. St,one. R, 1979, Ap. J. V. 232, p. 520.

Лс^инскея Т. и Лютый В., 19Ы, А строи.Циркуляр, ii II^o.' : А'адусрва Ь., Асланов А., Колотилов Е.ц Чэропащук Д., 1982. Письмо в Астрон.журн.т.8, ст.717. Ченцов Е.,-1978, Сообщ. СА0, 21, сг.78.

Gathior.R,Lamers.Н,Snow.Т, 1981, Ap.J.247, til, р. 173-194 . Olson.G,Ebbets. D,1981, Ap. J.248, ИЗ, p. 1021-1030. Leb. О, 1913,Ap. j.V. 37 p. , 1

Beohannan .Б, Garmany. C. 1970, Ap. J.V. 223, p. 908.

Зейналов С., Мусаев ё. и Чонцов Е., 1985, Изв. СА0. г.

Tokada. М, 1977, Publl. Astron,' Soc. Japnr. .29, ИЗ, p.439. Зейналов С.Русраыов Дх. 1984, Изв. АД АзорЗ.ССР, У. }? 3.

Ф