Заказать работу


Тип работы:
Предмет:
Язык работы:


ВЫСОКОТОЧНАЯ ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЯ ЗАТМЕННЫХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ С ЭЛЛИПТИЧЕСКИМИ ОРБИТАМИ RR РЫСИ И AR КАССИОПЕИ

Работа №28809
Тип работыДиссертации (РГБ)
Предметфизика
Объем работы148
Год сдачи2003
Стоимость500 руб.
ПУБЛИКУЕТСЯ ВПЕРВЫЕ
Просмотрено 77
Не подходит работа?

Узнай цену на написание

Введение
1 ОПРЕДЕЛЕНИЯ ФИЗИЧЕСКИХ И ГЕОМЕТРИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ С ЭЛЛИПТИЧЕСКИМИ ОРБИТАМИ НА ПРИМЕРЕ АНАЛИЗА КРИВОЙ БЛЕСКА RR РЫСИ 13
§ 1.1. Основные теоретические соотношения, определяющие скорость вращения эллиптической орбиты из- за приливной и вращательной деформации компонент и эффектов общей теории относительности 13
§ 1.2. Краткое описание итерационного метода дифференциальных поправок для решения кривых блеска систем с эксцентричными орбитами 21
§ 1.3. Оценка доверительных интервалов для фотометрических элементов, определенных из анализа фотоэлектрических кривых блеска RR Рыси 28
ГЛАВА II. РАЗРАБОТКА ЧЕТЫРЕХКАНАЛЬНОГО ЗВЕЗДНОГО WBVR- ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРА 39
§ 2.1. Обоснование конструкции фотометра и постановка задачи 39
§ 2.2. Основные узлы и принцип работы четырехканального фотометра на основе полупрозрачных алюминиевых слоев:
а). Светоделительный блок 41
б ). Оптическая схема 44
в). Электрическая схема 47
а). Основные свойства дихроичных покрытий и
светоделительный блок фотометра 53
б). Оптическая схема на основе дихроичных светоделителей 60
в). Спектральные кривые чувствительности каналов 63
г). Оценка поляризационных эффектов 65
§ 2.4. Эффективность работы четырехканального электрофотометра как при индивидуальных, так и массовых, каталожных, измерениях звезд 67
ГЛАВА III. ВЫСОКОТОЧНАЯ WBVR - ЭЛЕКТРОФОТОМЕТРИЯ ЗАТМЕННОЙ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ RR РЫСИ 73
§ 3.1. Краткая история иследований системы и постановка задачи 73
§ 3.2. Многоцветные фотоэлектрические наблюдения
RR Lyn в фотометрической системе WBVR 75
§ 3.3. Определение фотометрических элементов системы
итерационным методом дифференциальных поправок 80
§ 4.2. Абсолютная и дифференциальная фотометрия
AR Кассиопеи в Тянь- Шаньской обсерватории ГАИШ МГУ с четырехканальным WBVR-электрофотометром 97
§ 4.3. Решение кривых блеска и определение фото¬
метрических элементов системы 99
§ 4.4. Оценка возраста системы и исследование природы ультрафиолетового избытка главной компоненты 110
§ 4.5. Исследование вращения эллиптической орбиты
AR Касиопеи и определение апсидального параметра главной компоненты 115
§ 4.6. Основные выводы по результатам исследования
AR Cas 118
ЗАКЛЮЧЕНИЕ 120
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ 123
ПРИЛОЖЕНИЕ 133

Трудно представить развитие современной астрофизики без открытия затменных двойных систем. Эти системы являются основным источником информации о количественных характеристиках звезд, составляющих звездную пару: массах, радиусах, светимостях, температурах и других данных, без которых невозможно построить цельную картину жизни звезд: их образование, развитие и конечные стадии эволюции. А без теории эволюции звезд нельзя судить об эволюции галактик, да и всей Вселенной в целом, поскольку звезды являются основными кирпичиками, их составляющими.
Хотя история переменных звезд, в том числе и затменных систем, уходит в далекие древние века (например, еще в IX - X веках арабы знали о переменности яркой звезды в Персея и присвоили ей сохранившееся до сих пор название Алголь), история исследования затменных систем началась, по- видимому, в конце XVIII века и это начало связывают с именами двух англичан - Эдварта Пиготта (1750-1807) и Джона Гудрайка (1764-1786), которые на основе систематических визуальных наблюдений в Персея открыли периодичность в изменениях блеска этой звезды и впервые выдвинули гипотезу о ее двойственности и затменной природе изменений ее блеска. Уже в конце XIX века предлагались первые алгоритмы и формулы, позволяющие получить размеры компонент систем типа Алголя с помощью анализа их кривых блеска. (Пикеринг, 1880) Однако общую теорию затменных переменных разработал, в основном, Рессел (1912 а, б). Эта теория, служившая в течение более полувека для практических работ по решению кривых блеска, модифицировалась и уточнялась во многих работах (Фетлаар, 1923; Пиотровский, 1937, 1948; Копал 1946, 1950, 1959; Ирвин, 1947, 1962; Рессел и Мерилл 1952; Серковский, 1961). В нашей стране изучение затменных систем имеет глубокие корни благодаря, в основном, многолетней и плодотворной деятельности в этой области выдающихся советских астрофизиков: В.П.Цесевича, С.М.Блажко, В.А.Крата, Д.Я.Мартынова, А.М. Черепащука. Ими были основаны школы исследователей затменных звезд в Одесской астрономической обсерватории (ОАО), в Астрономической обсерватории им. В.П. Энгельгардта (АОЭ), Государственном астрономическом институте им. П.К.Штернберга (ГАИШ), успешно работающие до настоящего времени. Итоги работы этих школ изложены в фундаментальных статьях и монографиях (Зверев и др., 1947; Мартынов, 1939, 1948, 1981; Цесевич, 1971; Шульберг, 1971; Гончарский, Черепащук и Ягола, 1978, 1985; Халиуллин, 1997 и др.).
В 60-х годах использование ЭВМ привело к коренной ломке старых классических методов анализа кривых блеска двойных звезд, основанных на вычислениях фотометрических фаз затмения с помощью предварительно вычисленных обширных таблиц. Первые попытки применения ЭВМ были тесно связаны с традиционными схемами вычисления, то есть это были те же алгоритмы, но введенные в вычислительную машину (Табачник и Шульберг, 1966; Табачник, 1971). С появлением более мощных вычислительных средств исследователи все дальше отходили от классических методов (Горак, 1968; Лавров, 1978). Для затменных систем с сильно деформированными компонентами методика вычисления фотометрических элементов в модели трехосного эллипсоида была предложена Вудом (1971), а в модели Роша - Хиллом и Хатчингсоном (1970); Вилсоном и Девинеем (1971); Бочкаревым, Карицкой и Шакурой (1975, 1979); Балог, Гончарским и Черепащуком (1981а,б). Для систем с протяженными атмосферами принципиально новый метод с использованием мощных ЭВМ впервые разработан Черепащуком (1974). Для решения кривых блеска затменных систем с эксцентричными орбитами Халиуллиной и Халиуллиным (1984) был разработан
В настоящее время известно более 4000 затменных переменных (Холопов и др., 1990, ОКПЗ) и число их постоянно растет. Следует отметить тот факт, что они представляют единственный широкий класс объектов среди двойных звезд, которые могут быть открыты на больших расстояниях не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В то же время, например, спектрально-двойные звезды трудно обнаружить на расстояниях больше 1 2 кпс от Солнца, а для визуально-двойных этот предел составляет всего 100 пс (Копал, 1950). В качестве компонент затменных двойных систем выступают звезды, по-существу, всех известных типов: от звезд главной последовательности различных спектральных классов до пекулярных объектов, находящихся на конечной стадии своей эволюции (гиганты и сверхгиганты, нейтронные звезды и белые карлики, звезды типа Вольфа-Райе и кандидаты в “черные дыры” и т. д.). Поэтому любой астрофизик, интересующийся проблемой того или другого класса объектов, может, как правило, найти затменную систему, содержащую такой объект, и досконально исследовать ее, используя преимущества, предоставляемые затменным характером звезды.
Почему же в нашей диссертации были выбраны выбраны две системы RR Рыси и AR Кассиопеи из многих других?
угловой скоростью а, зависящей от p(r). Поэтому измеряя а, мы можем оценить p(r). Правда, оцениваются на сегодняшний день только квадрупольные моменты от этого распределения, называемые апсидальными параметрами второго порядка k2. Кроме того, вращение линии апсид происходит также за счет эффектов общей теории относительности (Леви- Сивита, 1937; Руджобинг, 1959), динамического влияния третьего тела (Мартынов, 1948) и других. При определении апсидального параметра k2все эти эффекты необходимо учитывать.
Теория вращения линии апсид была развита в работах Рессела (1928), Чандрасекхара (1933), Коулинга (1938), Стерна (1939), Мартынова (1948), Копала (1978) и в современных обозначениях популярно изложена в работе Халиуллина (1997 а). Основные формулы, используемые в нашей работе, приведены в параграфе 1.1.
К настоящему времени исследовано около 50 затменных систем с эллиптическими орбитами на предмет измерения скорости апсидального вращения их орбит и определения параметра k2 их компонент (Кларет и Гименез, 1993; Халиуллин, 1997 а, б; Петрова и Орлов, 1999). Сделаны важные астрофизические выводы на этой основе о соответствии наблюдаемых параметров k2 современным теоретическим моделям для большинства типов звезд. Однако есть ряд систем, для которых наблюдаются значительные несоответствия между теорией и наблюдениями. Особое место в этом ряду занимают AR Cas и RR Рыси, которым посвящено много работ, как фотометрических, так и спектроскопических, и обе были открыты как двойные системы еще в начале ХХ века. Однако, несмотря на почти столетний ряд исследований этих двух ярких звезд Северного неба (V = 4m.89 и 5m.54 для AR Cas и RR Lyn, соответственно), окончательные модели этих систем не были построены и данные разных авторов часто значительно противоречат друг другу.
С целью выяснения основных причин несоответствия выводов и результатов работ разных авторов, исследовавших эти двойные системы, мы в Главе I провели анализ кривой блеска RR Рыси с целью оценки доверительных интервалов для фотометрических элементов, определенных из решения фотоэлектрических кривых блеска этой системы. Этот анализ показал, что точности фотоэлектрических наблюдений с cobs~ 0m010 не достаточно для определения основных фотометрических элементов (r1; r2; ш; e; L1 и L2). Вариации этих элементов даже в пределах ±20% (!) удовлетворяют кривой блеска с точностью ±0m.005! Усреднение и накопление разнообразных данных для повышения точности сводной кривой блеска плохо решают задачу как из-за большого и очень "неудобного" орбитального периода (Р=9а95), так и заметных ошибок редукции (~0Ш.005) разных данных, полученных в разных фотометрических системах в разные периоды времени. Проблема повышения точности наблюдений для второй выбранной нами звезды, AR Cas, стоит не менее остро, поскольку глубины минимумов для этой системы составляют лишь 0m.10 и 0m.03 для MinI и MinII, соответственно. Поэтому для решения задачи построения непротиворечивой системы физических и геометрических характеристик системы AR Cas и RR Рыси, поставленной перед автором диссертации, необходимо было повысить точность фотоэлектрических измерений до cobs<0m003 - 0m004.
изготовленного автором диссертации совместно с В.Г. Корниловым. Поэтому в Главе II диссертации приведены конструктивные особенности основных узлов этого фотометра. Именно, благодаря наблюдениям в лучшие астроклиматические ночи и использованию четырехканального фотометра и эффективного итерационного метода анализа кривых блеска нам удалось решить основную задачу и впервые построить непротиворечивую модель систем AR Cas и RR Lyn.
На защиту выносятся следующие основные результаты
1. Разработка конструкции и иследование четырехканального звездного WBVR-электрофотометра, изготовленного как на основе светоделителей с полупрозрачными алюминиевыми слоями, так и на базе дихроичных светоделителей.
С участием автора диссертации коллективом сотрудников ГАИШ на этом фотометре проведены абсолютные фотометрические измерения всех звезд Северного неба (до 5 = -16 ) ярче 7m2 и опубликован Каталог WBVR величин 13 586 звезд и кратных систем. Точность этого каталога для абсолютных наземных измерений уникальна и в полосе V составляет примерно 0.m005.
2. Высокоточные многоцветные фотоэлектрические измерения (oobs<0m.004) затменных двойных систем RR Рыси и AR Кассиопеи в фотометрической системе WBVR.
3. Фотометрические и абсолютные параметры систем RR Рыси и AR Кассиопеи, найденные итерационным методом дифференциальных поправок из решения полученных автором кривых блеска.
Это заключение следует из анализа эффектов бланкетирования в полосах WBVR и находится в качественном и количественном согласии с результатами спектроскопических исследований этой системы. Анализ полученных в диссертации физических характеристик RR Рыси свидетельствует, что эффекты металличности связаны, по-видимому, лишь с поверхностными слоями звезд-компонент, а их ядра имеют нормальный химсостав.
5. Существенное уточнение периода вращения линии апсид эллиптической орбиты AR Кассиопеи (Uobs = 1100 ± 160) лет и первое определение апсидального параметра ее главной компоненты: lg k2,1obs= - 2.41 ± 0.08, который оказался в близком соответствии с современными эволюционными моделями звезд.
Перечисленные пункты определяют также научную новизну результатов, полученных в диссертации.
По теме диссертации опубликовано пять работ. Общий вклад авторов в совместных работах мы считаем равным, однако естественно, что конкретные виды работ (постановка задачи, разработка аппаратуры, наблюдения, обработка данных, анализ результатов и их интерпретация, публикации и др.), как правило, выполняются авторами не в равной степени. В список результатов, вынесенных на защиту, включены те результаты и выводы, в которых вклад автора диссертации был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.
Личный вклад автора диссертации в совместных работах можно охарактеризовать следующим образом:
В совместных работах с В.Г.Корниловым по конструкции и изготовлению четырехканального звездного электрофотометра также считаю общий вклад равным, хотя я, в основном, работал по оптической и механической части фотометра, а В.Г.Корнилов - по электронной.


Возникли сложности?

Нужна помощь преподавателя?

Помощь в написании студенческих
и аспирантских работ!


1. На основе численного эксперимента с использованием современных ЭВМ показано, что обычная точность фотоэлектрических измерений с cobs« 0m.010 недостаточна для определения фотометрических и геометрических параметров двойной системы RR Lyn, имеющей кривую блеска с частными затмениями: MinI = 0m.37 , MinII = 0m.24, в полосе V. Однозначную модель этой двойной звезды можно построить лишь при cobs<0m003.
2. С целью повышения точности и эффективности фотометрических измерений разработан и изготовлен четырехканальный WBVR электрофотометр с разделением света между каналами с помощью полупрозрачных алюминиевых слоев. Конструкция прибора позволяет сравнительно легко заменить используемый светоделительный блок на светоделительную систему на основе дихроичных многослойных диэлектрических покрытий, то есть, таких тонкопленочных структур, которые в некоторой спектральной области отражают практически все излучение с длиной волны, короче заданной, и пропускают все остальное излучение. Кроме наблюдений затменных двойных звезд, коллективом сотрудников лаборатории астрофотометрии ГАИШ МГУ с участием автора диссертации на этом фотометре проведены абсолютные фотометрические измерения всех звезд Северного неба (до 5 = -16°) ярче 7m2 и опубликован Каталог WBVR величин 13586 звезд и кратных систем. Точность этого каталога для абсолютных наземных измерений уникальна и в полосе V составляет примерно 0m.005.
3. В фотометрической системе WBVR выполнены высокоточные (cobs« 0.m003) фотоэлектрические измерения и построены кривые блеска затменной системы RR Lyn. Из анализа этих кривых итерационным методом дифференциальных поправок определены фотометрические элементы, которые позволили получить непротиворечивую систему геометрических и физических характеристик обеих компонент и их эволюционный статус; найден возраст системы: t = (1.08 ± 0.15)-10 9лет. Наблюдения во всех фильтрах удовлетворительно описываются единой геометрией (r1j2, i, eи го).
Из анализа эффектов бланкетирования в полосах W, B, V и R сделан вывод, что химический состав атмосфер обеих компонент этой системы пекулярен: главная компонента показывает избыток тяжелых элементов ([Fe/H] I= 0.31 ± 0.08), а вторичная - их дефицит ( [Fe/H] II= - 0.24 ± 0.06). Этот вывод находится в качественном и количественном согласии с более ранними результатами спектроскопического исследования RR Lyn, проведенного в 1995 г. Любимковым и Рачковской.
Анализ полученных в работе физических характеристик RR Lyn свидетельствует, что эффекты металличности, по-видимому, связаны лишь с поверхностными слоями звезд-компонент, а их ядра имеют нормальный химический состав.
4. В фотометрической системе WBVR на 4-х канальном автоматизированном электрофотометре в Тянь-Шаньской высокогорной обсерватории Астрономического института им. П.К.Штернберга выполнены высокоточные (cobs~ 0m004) измерения блеска затменной системы AR Cas в моменты избранных фаз до входа и после выхода из затмений и в серединах минимумов. Анализ результатов этих измерений совместно с другими опубликованными данными позволил впервые получить непротиворечивую систему физических и геометрических параметров этой звезды и эволюционный статуc ее компонент: t = (60 ± 3)-106лет. Определен период вращения линии апсид: Uobs= 1100 ± 160 лет, oobs= 0°.327 ± 0°.049 год 1, а также апсидальный параметр главной компоненты: lg kД = -2.41 ± 0.08, который оказался в близком соответствии с современными эволюционными моделями звезд. Обнаружен ультрафиолетовый избыток излучения главной компоненты: A(U-B) = -0m12, A(B-V) = -0m06, который, возможно, связан с дефицитом металлов в атмосфере этой звезды.
Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:
1. Корнилов В.Г., Крылов А.В., 1990, Четырехканальный звездный
электрофотометр для измерения ярких звезд, Астрономический журнал, 67, 173-181, 1990
2. Корнилов В.Г., Волков И.М., ... Крылов А.В., и др., 1991, Каталог WBVR- величин ярких звезд северного неба, Труды гос. астрон ин-та им. П.К.Штернберга, том LXIII, 3-399, 1991.
3. Корнилов В.Г., Крылов А.В., Звездный четырехканальный электрофотометр с дихроичными светоделителями, в сборнике научных трудов "Ядерная физика, физика космических излучений, астрономия", изд- во МГУ, стр. 203-209, 1994.
4. Халиуллин Х.Ф., Халиуллина А.И., Крылов А.В., Высокоточная WBVR- электрофотометрия затменной системы RR Рыси, Астрономический журнал, 78, 1014-1024, 2001.
5. Крылов А.В., Моссаковская Л.В., Халиуллин Х.Ф., Халиуллина А.И., Вращение линии апсид и физические параметры затменной двойной системы AR Cas, Астрономический журнал, 80, 54-64, 2003



1. Корнилов В.Г., Крылов А.В., 1990, Четырехканальный звездный
электрофотометр для измерения ярких звезд, Астрономический журнал, 67, 173-181, 1990
2. Корнилов В.Г., Волков И.М., ... Крылов А.В., и др., 1991, Каталог WBVR- величин ярких звезд северного неба, Труды гос. астрон ин-та им. П.К.Штернберга, том LXIII, 3-399, 1991.
3. Корнилов В.Г., Крылов А.В., Звездный четырехканальный электрофотометр с дихроичными светоделителями, в сборнике научных трудов "Ядерная физика, физика космических излучений, астрономия", изд- во МГУ, стр. 203-209, 1994.
4. Халиуллин Х.Ф., Халиуллина А.И., Крылов А.В., Высокоточная WBVR- электрофотометрия затменной системы RR Рыси, Астрономический журнал, 78, 1014-1024, 2001.
5. Крылов А.В., Моссаковская Л.В., Халиуллин Х.Ф., Халиуллина А.И., Вращение линии апсид и физические параметры затменной двойной системы AR Cas, Астрономический журнал, 80, 54-64, 2003
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Байкер, 1910 - R. H. Baker, Publ. Allegheny Obs. 2, 28.
2. Байрон и др., 1983 - Baron R.L., Dunkam E.W., Elliot J.L., A Portable Telescope, Photometer, and Data-Recording System, Publ. Astr. Soc. Pasific, 95, 925-938.
3. Балог Н.И., Гончарский А.В. и Черепащук А.И., 1981 а, Интерпретация кривых блеска рентгеновских двойных систем. Система Cyg X-1, Астрон. ж., 58, 67-79.
4. Балог Н.И., Гончарский А.В. и Черепащук А.М., 1981 б, Об оптических затмениях в системе Лебедь X-1, Письма в Астрон. ж., 7, 605-611.
5. Барвиг и др., 1987 - Barwig H., Schoembs R., Buckenmayer C., A multichannel multicolour photometer for high time resolution, Astron. and Astrophys., 175, 327-344.
6. Баркер и О'Коннелл, 1978 - Barker B.M., O'Konnell R.F., in "Physics and Astrophysics of Neutron Stars and Black Holes, ed. Giacconi R., Ruffini R., Bologna, Italy, p. 437.
7. Боттлингер и Гутник, 1923 - Bottlinger, Guthnick, 1923, Astronomische Nachrichten, 220, 107.
8. Боцула Р.А., 1960, Фотоэлектрические наблюдения затменной переменной RR Рыси, Бюлл. Астрон. обсерв. им. Энгельгарда, № 35, 43¬68.
1 2.Бочкарев Н.Г., Карицкая Е.А. и Шакура Н.И., 1979, Расчет эффекта эллипсоидальности в тесных двойных системах с одним оптическим компонентом, Астрон. ж., 56, 16-29.
13. Буддинг, 1974 - Budding E., Examination of Light Curves of the System RR Lyncis, Astrophys. Space Sci., 30, 433-441.
14. Бэттен, 1960 - A. H. Batten, The Triple System AR Cassiopeiae, Publ. Astron. Soc. Pacific 72, 349.
15. Бэттен, 1961 - A. H. Batten, J. Roy. Astron. Soc. Canada, 55, 120.
16. Вильсон и Девинней, 1971 - Wilson R.E. and Devinney E.J., Realisation of accurate close-binary light curves: application to MR Cygni, Astrophys. J., 166, 605.
17. Вуд, 1971 - Wood D.B., An analytic model of eclipsing binary star systems, Astron. J., 76, 701-710.
18. Гайда и Сеггевист, 1981 - Gaida M. and Seggewiss W., The Spectroscopic Orbit of the Eclipsing Binary AR Cassiopeiae Revisited, Acta Astron 31, 231¬240.
1 9 .Гончарский А.В., Черепащук А.М. и Ягола А.Г., 1978, Численные методы решения обратных задач астрофизики, М., “Наука”, Главная редакция физико-математической литературы.
20. Гончарский А.В., Черепащук А.М. и Ягола А.Г., 1985, Некорректные
задачи астрофизики, М., “Наука”, Главная редакция физико¬
математической литературы.
21. Горак, 1968 - Horac T., Rectified ellipsoid-ellipsoid model, Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 19, 241.
24. Грыгар и др., 1972 - Grygar J., Cooper M. L., and Jurkevich I., The limb darkening problem in eclipsing binaries, Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 23, 147-174.
25. Джиованнелли и др., 1980 - Giovannelli F., Auriemma G., Costa E. et al., Acta Astron., 30, 565.
26. Джонсон Г.Л., 1967, в кн. "Методы астрономии" под ред. В.А.Хилтнера, М., "Мир", Глава 7,
27. Зверев и др., 1947 - Зверев М.С., Кукаркин Б.В., Мартынов Д.Я., Паренаго П.П., Флоря Н.Ф., Цесевич В.П., Переменные звезды, т. III, М., Гостехиздат.
28.Зданавичюс К., Мейштас Э., Даукша С. и др., 1978, Восьмиканальный ротационный квазиодновременный астрофотометр, Бюл. Вильнюсск. астрон. обсерв., 45, 3-12.
29. Ирвин, 1947 - Irwin J.B., Tables facilitating the least-squares solution of an eclipsing Binary light-curve, Astrophys. J., 106, N 3.
30. Ирвин, 1962 - Irwin J.B., Orbital Determinations of Eclipsing Binaries, Publ. Goethe Link Obs., N 50.
31. Ислес, 1991 - Isles J., BAAVSS Circ. № 72, 22.
32. Каталоно и Родоно, 1971 - Catalono S. and Rodono M., Astrophys. J. 76, 557.
33. Каттон и Барнс, 1993 - Catton D.B., Burns W.C., Times of Minima Light for 35 Eclipses of 21 Apsidal Motion Binaries, IBVS. № 3900.
34. Каттон и др., 1989 - Catton D.B., Hawkins R.L., Burns W.C., Times of Minimum Light for 16 Eclipses of 8 Apsidal Motion Binaries, IBVS. № 3408.
35. Кларет и Гименез, 1992 - Claret A., Gimenez A., Evolutionary stellar models using Rogers and Iglesias opacities with particular attention to internal structure constats, Astron. Astrophys. Suppl., 96, 255-267.
36. Кларет и Гименез, 1993 - Claret A. and Gimenez A., The apsidal motion test of the internal stellar structure: comparison between theory and observations, Astron. Astrophys., 277, 487-502.
37. Кларк и др., 1975 - Clarke D., McLean I.S., Wyllie H.A., Stellar line profiles by tild-scanned narrow band interference filters, Astron. and Astrophys, 43, 215-222.
38. Кондо, 1976 - Kondo M., The System of RR Lyncis, Ann. Tokyo Astron.
Obs., second. ser., 16, 1-21.
39. Кондрашов В.Е., 1976, Оптика фотокатодов, М., "Наука".
40. Копал, 1946 - Kopal Z., An Introduction to the Stady of Eclipsing Variables, Harvard University Press, Cambridge.
41 .Копал, 1950 - Kopal Z., The Computation of Elements of Eclipsing Bynary Systems, Harvard Colledge Observatory, Cambridge.
42. Копал, 1959 - Kopal Z., Close Binary Systems, John Wiley and Sons, New York.
43. Копал, 1965 - Kopal Z., Internal structure of the stars and apsidal motion, Advances in Astronomy and Aph., 3, New-Jork - London Acad. Press., 89-118.
44. Копал, 1978 - Kopal Z., Dynamics of Close Binary Systems, Dordrecht:Reidel.
47. Коулинг, 1938 — Cowling T.G., On the motion of the apsidal line in close binary systems, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 98, 734-744.
48. Кох, 1977 - Koch R.H., On general-relativistic periastron advances, Astrophys. J., 183, 275-277.
49. Лавров М.И., 1978, Анализ кривых блеска и физические характеристики
тесных двойных систем, докторская диссертация, Москва, ГАИШ МГУ.
50. Лавров М.И. Лаврова Н.В., 1981, Движение линии апсид в затменной системе RR Рыси, Астрон. цирк. № 1165.
51. Лавров М.И., Лаврова Н.В., Шабалов Ю.Ф., 1988,Фотоэлектрические наблюдения RR Рыси, Труды Казанской гор. АО, Вып. 51, 19-31.
52. Леви-Сивита, 1937 - Levi-Civita T., Astronomical consequences of the relativistic two-body problem, Amer. J. Math., 59, 225-234.
53 .Линнел, 1966 - Linnell A.P., UBV Photometry of RR Lyncis, Astron. J., 71, 458-476.
54. Любимков Л.С., 1995, Химический состав звезд: метод и результаты анализа. Одесса: Астропринт.
55. Любимков Л.С., Рачковская Т.М., 1995, Двойная Am-звезда RR Lyn: химический состав компонентов, Астрон. журн., 72, 64-71.
56. Любимков Л.С., Рачковская Т.М., 1995, Двойная Am-звезда RR Lyn: Спектральные наблюдения и фундаментальные параметры компонентов системы, Астрон. журн., 72, 72-79.
57. Лютен и др., 1939 - Luyten W. J., Struve O., and Morgan W. W., Reobservation of the 10 spectroscopic binaries with a discussion of apsidal motions, Publ. Yerkes Obs. 7, 251.
58. Магалашвили Н.Л., Кумсишвили Я.И., 1959, Электрофотометрия
затменных переменных звезд RR Рыси и Y Лебедя, Бюлл. Абастуманской АО, № 24,13-24.
59. Мартынов Д.Я., 1939, Затменные переменные звезды, М., Редакция научно-технической литературы.
60. Мартынов Д.Я., 1948, Исследование периодических неравенств в эпохах минимумов затменных переменных звезд, Известия АОЭ, 25, 5-207.
61. Мартынов Д.Я., 1971, Затменные переменные звезды, М., "Наука", стр. 191.
62. Мартынов Д.Я. (ред.), 1981, Звезды и звездные системы, М., “Наука”, Главная редакция физико-математической литературы.
63. Меррил, 1953 - Merrill J.E., Tables for solution of light curves of eclipsing binaries, Contribs Princeton Univ. Obs., 23.
64. Меррил, 1953 - Merrill J.E., Tables for solution of light curves of eclipsing binaries. Auxiliary Tables, Contribs Princeton Univ. Obs., N 23, 368.
65. Михауд, 1988 - Michaud G., "Atmospheric Diagnostics of Stellar Evolution: Chemical Peculiarity, Mass Loss, and Explosion." IAU Coll. № 108 / Ed. Nomoto K. Berlin: Springer-Verlag, 1988. P.3.
66. Моссаковская, 1992 - L. V. Mossakovskaya, Astron. and Astrophys. Trans. 3, 163.
69. Перриман и др., 1997 - M. A. C. Perryman, E. Hog, J. Kovalevsky, L. Lindgren, C. Turon, The Hipparcos and Tycho Catalogues, (ESA SP-1200).
70. Петри, 1944 - Petrie R. M., The orbital elements and apsidal motion of AR Cassiopeiae, Astron. J. 51, 22.
71. Петрова и Орлов, 1999 - Petrova A.V. and Orlov V.V., Apsidal Motion in Double Stars, I. Catalog, Astron. J., 117, 578-602.
72. Пиджин и др., 1964 - Pidgeon C.R., Smith S.D., J. Opt. Soc. America, 54, 1459.
73 . Пикеринг, 1880 - Pickering E., Dimemsions of the Fixed Stars, Proc. Amer. Acad. of Arts and Sci., 16, 257
74. Пиотровский, 1937 - Piotrowski S., A modified Russel-Fetlaar method of determining orbits of eclipsing binaries, Acta astron., Ser. A, 4, 1.
75. Пиотровский, 1948 - Piotrowski S., An analytical method for the determination of the intermediary orbit of an eclipsing variable, Aph. J., 108, 38.
76. Поппер, 1971 - Popper D.M., Some Double-Lined Eclipsing Binaries with Metallic-Line Spectra, Astrophys. J. 169, 549-562.
77. Поппер, 1980 - Popper D.M., Stellar masses, Ann. Rev. Astron. and Astrophys., 18, 115-164.
78. Поуэл, 1972 - Powell A.L.T., Ages and kinematics of the late F dwarfs in relation to their chemical composition, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 155, 483-494.
79. Рессел, 1912 а — Russell H.N., On the determination of the orbital elements of eclipsing variable stars.I., Astrophys. J., 35, 315-340.
80. Рессел, 1912 б — Russell H.N., On the determination of the orbital elements of eclipsing variable stars.II., Astrophys. J., 36, 54-74.
82. Ресселл и Меррилл, 1952 - Russell H.N., Merrill J.E., The Determination of the Elements of Eclipsing Binaries, Princeton U. Obs. Contr., N 26.
83. Руджобинг, 1959 — Rudkjobing M., The relativistic periastron motion of DI Her, Ann. Astrophys., 22, 111-117.
84. Серковский, 1961 - Serkowski K., Determination of differential Limb Darkening of eclipsing Binaries from Multicolor Photometric Observations, Astron. J., 66, N 8.
85 . Серковский, 1970 - Serkowski K., Neutrality of Extinction by Atmospheric Clouds in UBVR Spectral Regions, Publ. Astr. Soc. Pasific, 82, 908-909.
86. Слеттеберг и Ховард, 1955 - A. Slettebak and R. F. Howard, Axial Rotation in the Brighter Stars of Draper Types B2-B5, Astrophys. J, 121, 102-117.
87. Стеббинс, 1919 - Stebbins B.J., Publ. Amer. Astron. Soc., 4, 115.
88. Стеббинс, 1921 - Stebbins B.J., The eclipsing variable 1H.Cassiopeiae, with evidence on the darkening at the limb of a stellar disk, Astrophys. J. 54, 81-91.
89. Стерн, 1939 — Sterne T.E., Apsidal motion in binary stars, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 99, 451-462.
90. Страйжис В., 1982, Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс "Москлас".
9 1 . Страйжис В., 1977, Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс, "Москлас", стр. 78-97.
92. Табачник В.М. и Шульберг А.М., 1966, Об определении элементов орбит затменно-двойных звезд с помощью электронно-счетных машин (полное и кольцевое затмения), Астрон. ж., 42, 590-594.
93. Табачник В.М., 1971, Затменные переменные звезды, Москва, "Наука", стр. 113-153.
94. Уайзе, 1939 - Wyse A.B., An application of the method of least squares to the determination of the photometric elements of eclipsing binaries, Lick. Obs. Bull., 496.
95. Уолкер и др., 1971 - Walker G.A.H., Andrews D.H., Hill G. et al., Publ. Dominion Astrophys. Observ., Victoria, 13, 415
96. Уэст, 1965 - West R.M., Computation of Elements of Eclipsing Binaries by means of Electronic Computer, Publ. og mindre Medd. Kobenhavns Obs., N 184.
97 .Фетлаар, 1923 - Fetlaar J., A Contribution to the theory of eclipsing binaries, Rech. Astron. Obs., Utrecht, 9, N 1.
98. Фурман Ш.А.,1977, Тонкослойные оптические покрытия.
(Конструирование и изготовление), Л., "Машиностроение".
99. Халиуллин и др., 1985 - Khaliullin Kh., Mironov A.V., Moshkalyov V.G., A new photometric WBVR system. Astrophysics and Space Science, 111, 291¬323.
100. Халиуллин Х. Ф., 1997 а, "Вращение линии апсид в тесных двойных системах", в сборнике Двойные звезды, ред. А.Г.Масевич, Москва., Космосинформ, 139-161.
101. Халиуллин Х.Ф., 1997 б, Фотоэлектрические исследования затменных двойных звезд. Методы и результаты, докторская диссертация, ГАИШ, Москва.
102. Халиуллин Х.Ф., Халиуллина А.И., Крылов А.В., 2001, Высокоточная WBVR-электрофотометрия затменной системы RR Рыси, Астрон ж., 78, 1014-1024.
103. Халиуллина А.И., Халиуллин Х.Ф., 1984, Итерационный метод дифференциальных поправок для анализа кривых блеска затменных двойных звезд, Астрон.ж., 61, 393-402.
104. Хаффер, 1931 - Huffer C.M., The Eclipsing Variable, Boss 1607 = RR Lyncis, Publ. Waschburn Obs., 15 199-204.
105. Хаффер, 1961 - C.M.Huffer, частное сообщение составителям ОКПЗ.
106. Хаффер и Коллинс, 1962 - C. M. Huffer and G. W. Collins, Computation of elements of eclipsing binary stars by high-speed computing machines, Astrophys. J. Suppl., 7, 351-410.
107. Хилл и Хатчингс, 1970 - Hill G. and Hutchings J.B., The synthesis of close binary light curves. I. The reflection effect and distortion in Algol, Astrophys. J., 162, 265.
108. Холмгрен и др., 1999 - Holmgren D. E., Hadrava P., P. Harmanec, et al., Astron. and Astrophys., 345, 855.
109. Холопов П.Н. и др., 1985-90, Общий Каталог Переменных Звезд, 4-е изд.
110. Цесевич В.П. (ред.), 1971, Затменные переменные звезды, М., “Наука”, Главная редакция физико-математической литературы.
111. Чандрасекар, 1933 — Chandrasekhar S., The equilibrium of distorted politropes, Monthly Not. Roy. Astron. Soc., 93, 449-461.
112. Черепащук А.М., 1966, Определение элементов затменных систем, содержащих компоненту с протяженной сферической атмосферой, Астрон. ж., 43, № 3.
113. Черепащук А.М., 1974, Новый метод решения кривых блеска затменных систем с протяженными атмосферами, Астрон. ж., 51, 542.
114. Черепащук А.М., Гончарский А.В., Ягола А.Г., 1968, Астрон. ж., 45, 1191-1206.
115. Шульберг А.М., 1971, Тесные двойные звездные системы с шаровыми компонентами, М., “Наука”.


Работу высылаем на протяжении 30 минут после оплаты.

Пожалуйста, укажите откуда вы узнали о сайте!



© 2008-2021 Cервис помощи студентам в выполнении работ
.