ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВВЗАИМОДЕЙСТВУЮЩИХ ДВОЙНЫХ СИСТЕМ (01.03.02)
|
Введение: 2
Глава I. Обзор наблюдательных данных и моделей взрывных переменных: 8
1.1. Общая модель взрывных переменных
1.2. Виды вспышечной активности у ВП
1.3. Модель Роша для ВП
1.4. Проблемы
Глава II. Методика наблюдений и обработки наблюдательных данных: Hi
2.1. Фотоэлектрические наблюдения
2.2. ПЗС-наблюдения
2.3. Особенности дальнейшей обработки наблюдений
2.4. Орбитальные кривые блеска как наблюдательный
критерий двойственности ВП.
2.5. Актуальность фотометрических исследований
Глава III. Новые и карликовые новые звезды: 21
3.1. Исследование классических Новых звезд
3.2. Рентгеновские Новые
3.3. Симбиотические Новые
3.4. Исследование карликовой новой IP Peg.
3.5 Основные результаты
Глава IV. Звезды типа SU UMa - подкласс ВП: 7.1
4.1. Общие характеристики звезд тира SU UMa
4.2. Результаты наблюдений звезд типа SU UMa
л 4.3. Звезды с “суперхампами”
4.4. Основные результаты
Глава V. Новоподобные звезды: %
5.1. Общие замечания
5.2. Результаты наблюдений
5.3. Основные выводы.
Заключение: 12(1
Литература: 12
Глава I. Обзор наблюдательных данных и моделей взрывных переменных: 8
1.1. Общая модель взрывных переменных
1.2. Виды вспышечной активности у ВП
1.3. Модель Роша для ВП
1.4. Проблемы
Глава II. Методика наблюдений и обработки наблюдательных данных: Hi
2.1. Фотоэлектрические наблюдения
2.2. ПЗС-наблюдения
2.3. Особенности дальнейшей обработки наблюдений
2.4. Орбитальные кривые блеска как наблюдательный
критерий двойственности ВП.
2.5. Актуальность фотометрических исследований
Глава III. Новые и карликовые новые звезды: 21
3.1. Исследование классических Новых звезд
3.2. Рентгеновские Новые
3.3. Симбиотические Новые
3.4. Исследование карликовой новой IP Peg.
3.5 Основные результаты
Глава IV. Звезды типа SU UMa - подкласс ВП: 7.1
4.1. Общие характеристики звезд тира SU UMa
4.2. Результаты наблюдений звезд типа SU UMa
л 4.3. Звезды с “суперхампами”
4.4. Основные результаты
Глава V. Новоподобные звезды: %
5.1. Общие замечания
5.2. Результаты наблюдений
5.3. Основные выводы.
Заключение: 12(1
Литература: 12
Одними из самых древних известных человечеству нестационарных звездных объектов являются Новые и Сверхновые звезды. Очевидно, что внезапное появление на небе яркой звезды не могло не привлечь внимание любого человека, достаточно хорошо знающего звездное небо. Приближенные методы вычисления или предсказания положений блуждающих звезд
- планет - были известны еще до нашего летоисчисления (Рождества Христова). И только кометы и яркие Новые или Сверхновые звезды не вписывались в концепции древних описаний Вселенной, что, естественно, вызывало повышенный интерес. Мы не будем останавливаться на древних трактовках этих явлений, однако именно расшифровка античных записей и дальнейшая идентификация даты наблюдения явления, его координат, блеска позволили современным астрономам лучше понять физику процессов, происходящих у описываемых объектов (Псковский, 1971; Горбацкий, 1974; Архипова, 1970, 1996).
Фактически, только в 1970-е годы благодаря систематическим высоко¬точным фотометрическим и спектроскопическим наблюдениям, удалось окончательно доказать, что механизм, приводящий к вспышкам Новых звезд, связан с их двойственностью. После того, как двойственность была открыта у нескольких Новых звезд (Walker, 1954, 1956; Kraft, 1964; Крафт, 1965) стало ясно, что обнаруженная особенность - не случайность и причина вспышек должна быть связана именно с этим фактом. Впоследствии выяснилось, что все изученные Новые и новоподобные звезды входят в состав тесных двойных систем (ТДС), с очень короткими орбитальными периодами (всего несколько часов и менее).
Для уверенного анализа кривой блеска желательно получать непрерывные ряды наблюдений исследуемой звезды в течение одного или нескольких орбитальных периодов.
Хотя абсолютно уверенно доказать двойственность может только кривая лучевой скорости, тем не менее и фотометрическая кривая блеска, показывающая периодические изменения блеска, может служить достаточно уверенным критерием двойственности.
Если по фотометрическим наблюдениям найден орбитальный период, мы, анализируя кривую блеска, свернутую с этим периодом, можем получить обширную информацию для понимания физических процессов в исследуемой двойной системе. Как известно, доля двойных и кратных звезд в Галактике очень высока. По оценкам многих исследователей, например, Batten (1974, 1989), она достигает 70%.
Привлечение дополнительных данных из спектральных наблюдений (в первую очередь построение орбитальной кривой по лучевым скоростям) и методов математического моделирования дает возможность построить более надежную модель системы.
Одним из подклассов двойных систем являются так называемые взрывные переменные (ОКПЗ, 1985). В западной литературе принят термин “ка/- таклизмические переменные” (cataclysmic variables, CVs), который также иногда используется и в нашей литературе для названия данной группировки звезд. В настоящей работе мы будем придерживаться названия “взрывные переменные” (ВП), подразумевая, что оно тождественно названию "ка-
2
таклизмические переменные звезды"
К взрывным переменным, кроме классических Новых, относят и карликовые новые, большую часть новоподобных и другие родственные объекты. Оказалось, что многие рентгеновские источники также являются взаимодействущими двойными системами. Хотя симбиотические звезды являются широкими парами, у некоторых из них также происходят вспышки, отчасти сходные с вспышками Новых. Поэтому в настоящей работе будут проанализированы кривые блеска и избранных симбиотических звезд, у которых наблюдались вспышки, сходные со вспышками классических новых звезд.
В последние годы внедрение новых приборов (таких как ПЗС-приемники излучения) позволило получать качественные изображения и на небольших телескопах. Это дало возможность производить длительные наблюдения слабых звезд и, следовательно, иметь длинные и однородные ряды фото¬метрических наблюдений.
Сформулируем основные задачи нашей работы:
1. получение длительных (30-100 лет) фотометрических рядов наблюдений для недостаточно изученных ВП, кандидатов в ВП, для недавно открытых объектов и для родственных ВП объектов;
2. анализ полученных временных рядов с помощью алгоритмов и про¬грамм, составленных автором, а также с использованием уже существующих методик;
3. поиск и изучение вариаций блеска, связанных с орбитальным движением компонент и косвенно подтверждающих двойственность системы; вычисление или уточнение орбитальных параметров;
4. исследование быстрых изменений блеска на временных шкалах от десятков секунд до десятков минут времени и QPO (квазипериодических осцилляций блеска);
5. исследование вспышечной активности у исследуемых звезд;
6. определение различных цветовых характеристик и анализ их изменений исследуемых звезд;
7. расчет теоретических моделей для избранных систем;
8. классификация исследуемых звезд.
Поставленные задачи и цели определяют актуальность всесторонних исследований ВП. Решение всех этих перечисленных задач невозможно без получения нового высококачественного наблюдательного материала, в первую очередь, фотометрического.
Научная новизна работы определяется тем, что на основе массовых наблюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведенных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблюдений избранных звезд, содержащие для некоторых звезд до нескольких тысяч измерений. Часть оригинальных наблюдений опубликована, часть
3
помещена на Интернет - страничку автора и доступна для использования всеми желающими.
Для подавляющего большинства ВП звезд из нашей программы детальные кривые блеска были получены впервые.
Автор на основе изучения полученного наблюдательного материала нашел орбитальные периоды и доказал двойственность звезд: V723 Cas, RT Ser, Q Cvg, AC Cue, UU Aqr, DI Lac и др.
На основе однородного материала с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изучаемых звезд (MV Lyr, V Sge, V592 Cas, SW UMa и др.).
Изучен и представлен долговременный характер переменности нескольких объектов - MV Lyr, V723 Cas, V1016 Cyg и др.
Для нескольких звезд построены математические модели систем, основанные в первую очередь на наблюдениях автора.
Наиболее ценными представляются опубликованные и помещенные в базы данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блеска, полученные автором для 26 ВП, которые могут быть использованы другими исследователями:
- для изучения долговременной переменности блеска;
- для изучения орбитальных и спиновых вариаций;
- для изучения QPO, фликеринга и других быстротечных изменений блеска;
- для уточнения амплитуд периодических колебаний и изучения изменений формы кривых блеска;
- для изучения изменений цветов и положений звезд на различных цветовых диаграммах;
- для уточнения классификации ВП;
- для поиска затменных систем и построения их моделей;
- для решения статистических задач;
- для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные дыры, нейтронные звезды, которые могут встречаться среди недостаточно изученных ВП;
- для определения вероятных источников рентгеновского излучения;
- для проверки расчетов поздних стадий эволюции двойных систем.
Наша работа велась в течение 25 лет; результаты, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, САО РАН, Одесской АО, на многочисленных международных конференциях, например,
- Конференции по ВП в Чили, 1991 г.
- Конференции по двойным системам в Италии, 1994 г.
- Рабочей группе по полярам в Кейптауне (ЮАР) в 1995 г.
- Конференции наблюдателей переменных звезд в Сьоне (Швейцария), 1997 г.
- Рабочей группе по симбиотическим звездам, Польша, 1995 г.
- Конференции по переменным звездам, Чехия, 1997 г.
- Конференции по временным рядам в астрономии, Израиль, 1997 г.
- Европейском астрономическом съезде, Россия, 2000 г.
— Международной конференции “УкрАСТРО”, Киев, 2000 г.
— Международной конференции “Физика катаклизмических переменных и связанных объектов”, Геттинген, 2001 г.
— Международной конференции “Взрывы Новых звезд”, Испания, 2002 г.
— Международной конференции “Симбиотические звезды и их эволюция”, Испания, 2002 г.
— Международной конференции “Периодическая, циклическая и стохастическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга- Рессела”, Бельгия, 2002 г.
— Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002 г.
Результаты исследований автора вошли также в Каталог “Highly Evolved Close Binary Systems” под ред. А.М.Черепащука (Cherepashchuk et al., 1996) и “Атлас катаклизмических переменных. Звезды типа U Geminorum” Т.С.Хрузиной и С.Ю.Шугарова, тт.1-2 (1991).
Результаты фотометрических наблюдений автора вошли в базу данных международной сети VSNET и СВА.
Все основные результаты, изложенные в диссертации, полностью опубликованы в 70 статьях.
На защиту выносятся следующие основные положения:
1. Открытие и фотометрическое исследование новых ВП: АС Спс, UU Aqr, IP Peg, FY Per, V410 Cas.
2. Обнаружение периодических изменений блеска, подтвердивших двойственность, у Новых звезд Q Cyg, DI Lac и V723 Cas, симбиотических звезд
RT Ser и V1016 Cyg, у карликовой Новой V1504 Cyg, новоподобной V592 Cas.
- планет - были известны еще до нашего летоисчисления (Рождества Христова). И только кометы и яркие Новые или Сверхновые звезды не вписывались в концепции древних описаний Вселенной, что, естественно, вызывало повышенный интерес. Мы не будем останавливаться на древних трактовках этих явлений, однако именно расшифровка античных записей и дальнейшая идентификация даты наблюдения явления, его координат, блеска позволили современным астрономам лучше понять физику процессов, происходящих у описываемых объектов (Псковский, 1971; Горбацкий, 1974; Архипова, 1970, 1996).
Фактически, только в 1970-е годы благодаря систематическим высоко¬точным фотометрическим и спектроскопическим наблюдениям, удалось окончательно доказать, что механизм, приводящий к вспышкам Новых звезд, связан с их двойственностью. После того, как двойственность была открыта у нескольких Новых звезд (Walker, 1954, 1956; Kraft, 1964; Крафт, 1965) стало ясно, что обнаруженная особенность - не случайность и причина вспышек должна быть связана именно с этим фактом. Впоследствии выяснилось, что все изученные Новые и новоподобные звезды входят в состав тесных двойных систем (ТДС), с очень короткими орбитальными периодами (всего несколько часов и менее).
Для уверенного анализа кривой блеска желательно получать непрерывные ряды наблюдений исследуемой звезды в течение одного или нескольких орбитальных периодов.
Хотя абсолютно уверенно доказать двойственность может только кривая лучевой скорости, тем не менее и фотометрическая кривая блеска, показывающая периодические изменения блеска, может служить достаточно уверенным критерием двойственности.
Если по фотометрическим наблюдениям найден орбитальный период, мы, анализируя кривую блеска, свернутую с этим периодом, можем получить обширную информацию для понимания физических процессов в исследуемой двойной системе. Как известно, доля двойных и кратных звезд в Галактике очень высока. По оценкам многих исследователей, например, Batten (1974, 1989), она достигает 70%.
Привлечение дополнительных данных из спектральных наблюдений (в первую очередь построение орбитальной кривой по лучевым скоростям) и методов математического моделирования дает возможность построить более надежную модель системы.
Одним из подклассов двойных систем являются так называемые взрывные переменные (ОКПЗ, 1985). В западной литературе принят термин “ка/- таклизмические переменные” (cataclysmic variables, CVs), который также иногда используется и в нашей литературе для названия данной группировки звезд. В настоящей работе мы будем придерживаться названия “взрывные переменные” (ВП), подразумевая, что оно тождественно названию "ка-
2
таклизмические переменные звезды"
К взрывным переменным, кроме классических Новых, относят и карликовые новые, большую часть новоподобных и другие родственные объекты. Оказалось, что многие рентгеновские источники также являются взаимодействущими двойными системами. Хотя симбиотические звезды являются широкими парами, у некоторых из них также происходят вспышки, отчасти сходные с вспышками Новых. Поэтому в настоящей работе будут проанализированы кривые блеска и избранных симбиотических звезд, у которых наблюдались вспышки, сходные со вспышками классических новых звезд.
В последние годы внедрение новых приборов (таких как ПЗС-приемники излучения) позволило получать качественные изображения и на небольших телескопах. Это дало возможность производить длительные наблюдения слабых звезд и, следовательно, иметь длинные и однородные ряды фото¬метрических наблюдений.
Сформулируем основные задачи нашей работы:
1. получение длительных (30-100 лет) фотометрических рядов наблюдений для недостаточно изученных ВП, кандидатов в ВП, для недавно открытых объектов и для родственных ВП объектов;
2. анализ полученных временных рядов с помощью алгоритмов и про¬грамм, составленных автором, а также с использованием уже существующих методик;
3. поиск и изучение вариаций блеска, связанных с орбитальным движением компонент и косвенно подтверждающих двойственность системы; вычисление или уточнение орбитальных параметров;
4. исследование быстрых изменений блеска на временных шкалах от десятков секунд до десятков минут времени и QPO (квазипериодических осцилляций блеска);
5. исследование вспышечной активности у исследуемых звезд;
6. определение различных цветовых характеристик и анализ их изменений исследуемых звезд;
7. расчет теоретических моделей для избранных систем;
8. классификация исследуемых звезд.
Поставленные задачи и цели определяют актуальность всесторонних исследований ВП. Решение всех этих перечисленных задач невозможно без получения нового высококачественного наблюдательного материала, в первую очередь, фотометрического.
Научная новизна работы определяется тем, что на основе массовых наблюдений, проведенных с помощью описанных выше методов и приведенных к одной фотометрической системе, были составлены таблицы наблюдений избранных звезд, содержащие для некоторых звезд до нескольких тысяч измерений. Часть оригинальных наблюдений опубликована, часть
3
помещена на Интернет - страничку автора и доступна для использования всеми желающими.
Для подавляющего большинства ВП звезд из нашей программы детальные кривые блеска были получены впервые.
Автор на основе изучения полученного наблюдательного материала нашел орбитальные периоды и доказал двойственность звезд: V723 Cas, RT Ser, Q Cvg, AC Cue, UU Aqr, DI Lac и др.
На основе однородного материала с использованием хорошо покрытых кривых блеска были уточнены орбитальные кривые блеска для ряда изучаемых звезд (MV Lyr, V Sge, V592 Cas, SW UMa и др.).
Изучен и представлен долговременный характер переменности нескольких объектов - MV Lyr, V723 Cas, V1016 Cyg и др.
Для нескольких звезд построены математические модели систем, основанные в первую очередь на наблюдениях автора.
Наиболее ценными представляются опубликованные и помещенные в базы данных в Интернете оригинальные фотометрические наблюдения блеска, полученные автором для 26 ВП, которые могут быть использованы другими исследователями:
- для изучения долговременной переменности блеска;
- для изучения орбитальных и спиновых вариаций;
- для изучения QPO, фликеринга и других быстротечных изменений блеска;
- для уточнения амплитуд периодических колебаний и изучения изменений формы кривых блеска;
- для изучения изменений цветов и положений звезд на различных цветовых диаграммах;
- для уточнения классификации ВП;
- для поиска затменных систем и построения их моделей;
- для решения статистических задач;
- для поиска новых релятивистских объектов, содержащих черные дыры, нейтронные звезды, которые могут встречаться среди недостаточно изученных ВП;
- для определения вероятных источников рентгеновского излучения;
- для проверки расчетов поздних стадий эволюции двойных систем.
Наша работа велась в течение 25 лет; результаты, приведенные в диссертации, докладывались и обсуждались на семинарах в ГАИШ, КрАО, САО РАН, Одесской АО, на многочисленных международных конференциях, например,
- Конференции по ВП в Чили, 1991 г.
- Конференции по двойным системам в Италии, 1994 г.
- Рабочей группе по полярам в Кейптауне (ЮАР) в 1995 г.
- Конференции наблюдателей переменных звезд в Сьоне (Швейцария), 1997 г.
- Рабочей группе по симбиотическим звездам, Польша, 1995 г.
- Конференции по переменным звездам, Чехия, 1997 г.
- Конференции по временным рядам в астрономии, Израиль, 1997 г.
- Европейском астрономическом съезде, Россия, 2000 г.
— Международной конференции “УкрАСТРО”, Киев, 2000 г.
— Международной конференции “Физика катаклизмических переменных и связанных объектов”, Геттинген, 2001 г.
— Международной конференции “Взрывы Новых звезд”, Испания, 2002 г.
— Международной конференции “Симбиотические звезды и их эволюция”, Испания, 2002 г.
— Международной конференции “Периодическая, циклическая и стохастическая переменность в избранных областях диаграммы Герцшпрунга- Рессела”, Бельгия, 2002 г.
— Международной конференции по переменным звездам (AFOEV), Франция, 2002 г.
Результаты исследований автора вошли также в Каталог “Highly Evolved Close Binary Systems” под ред. А.М.Черепащука (Cherepashchuk et al., 1996) и “Атлас катаклизмических переменных. Звезды типа U Geminorum” Т.С.Хрузиной и С.Ю.Шугарова, тт.1-2 (1991).
Результаты фотометрических наблюдений автора вошли в базу данных международной сети VSNET и СВА.
Все основные результаты, изложенные в диссертации, полностью опубликованы в 70 статьях.
На защиту выносятся следующие основные положения:
1. Открытие и фотометрическое исследование новых ВП: АС Спс, UU Aqr, IP Peg, FY Per, V410 Cas.
2. Обнаружение периодических изменений блеска, подтвердивших двойственность, у Новых звезд Q Cyg, DI Lac и V723 Cas, симбиотических звезд
RT Ser и V1016 Cyg, у карликовой Новой V1504 Cyg, новоподобной V592 Cas.
Основная цель диссертации заключается в попытке обобщить огромный наблюдательный материал по фотометрическим наблюдениям ВП, уточнить или независимо определить их орбитальные периоды, изучить формы кривых блеска, их изменения в зависимости времени и от общего состояния системы, по возможности открыть новые ВП и более деталь¬но исследовать физические процессы проявления двойственности у уже открытых звезд.
За 25 лет наблюдений были получены результаты, которые описаны в главах 3, 4 и 5.
Настоящая работа состоит из введения, пяти глав и заключения.
Во введении формулируется тема работы, кратко описана история исследования ВП, поставлены основные задачи, перечислены программные звезды, проблемы, которые автор рассматривал, кратко перечислены полученные результаты и трудности, с которыми встречался автор при исследовании. Указано, где представлялись результаты исследований и упомянуты основные публикации.
Глава I посвящена описанию общей модели ВП. Перечислены причины, вызывающие те ли иные проявления вспышечной активности, дана классификация ВП, детально рассмотрена модель Роша для ВП и сформулированы основные проблемы, касающиеся этих звезд.
Глава II описывает методики, которые использовал автор при получении наблюдательного материала: это фотографические, фотоэлектрические и ПЗС наблюдения. Рассматриваются особенности, преимущества и недостатки каждого метода, показано, что фотометрические исследования являются актуальными и с их помощью возможно выявить (с некоторыми оговорками) двойственность исследуемой звезды и, следовательно, принадлежность классу ТДС.
Глава III описывает наблюдения и анализ кривых блеска новых звезд различных подклассов. Проанализированы результаты наблюдений четырнадцати звезд - четырех классических Новые, одной повторной Новой, четырех Новых - оптических двойников рентгеновских источников, четырех симбиотических новых звезд и одной карликовой новой.
Для этих объектов были построены и пранализированы кривые блеска на спаде вспышки или в спокойном состоянии, найдены или заподозрены орбитальные периоды или циклы вспышечной активности.
Особо важный результат - анализ зависимости амплитуды и формы орбитальной кривой блеска от уровня блеска (на спаде после вспышки) для Новой звезды.
Для Новой 1995 г. V723 Cas автором впервые был найден не только орбитальный период, но и прослежена его эволюция - от полного отсутствия периодической орбитальной волны до постепенного возрастания амплитуды (по мере остывания и рассеяния сброшенной оболочки) почти до 1т. Аналогичных наблюдений других авторов не известно.
Похожий результат получен также для симбиотической новой RT Ser, автор нашел орбитальный период, а по архивным данным восстановил кривую спада блеска и нашел, что орбитальная волна появилась при увеличении излучения (за счет рассеивания сброшенной оболочки) с компактного компонента, при этом видимая темперптура компактного компонента повысилась с 7500К до 114000К.
Для Новых V723 Cas и V1974 Cyg прослежены цветовые изменения блеска, дана их интерпретация.
Для карликовой новой IP Peg мы впервые построили модель системы, которая впоследствии была подтверждена дальнейшими наблюдениями. Показана сильная переменность формы и светимости аккреционного диска и горячего образования на нем. Полученная нами еще в 1985 г. форма горячего пятна представляла собой вытянутое светящееся образование. В конце 1990-х годов теоретические расчеты (Bisikalo, Boyarchuk, Chechetkin et al., 1998; Harmanec, Bisikalo, Boyarchuk, Kuznetsov, 2002) показали, что в некоторых случаях вместо пятна на диске как раз и могут появляться структуры, напоминающие светящуюся линию, которую мы фактически и обнаружили за 15 лет до этих расчетов.
Кроме того, показано сходство оптических кривых для рентгеновских Новых V616 Моп и KV UMa.
Как и для упомяных классических Новых, у рентгеновской Новой LZ Aqr автором прослежено изменение вида орбитальной волны в зависимости от уровня блеска объекта. В данном случае отметим, что эволюция орбитальной кривой совершенно иная, чем для классических Новых: по мере ослабления жесткого рентгеновского излучения ослабевает и амплитуда орбитальной волны.
Для широких пар (симбиотические новые) V1016 Cyg и V1329 Cyg показана возможность существования третьего тела на эллиптической орбите.
Мы одними из первых подтвердили, что релятивистский компонент у V404 Cyg - вероятный кандидат в черные дыры.
Глава IV посвящена звездам, показывающим на кривой блеска “супер- хампы”, колебания блеска с периодом, близким к орбитальному, во время супервспышек или в других состояниях блеска.
Приводятся результаты наблюдений и анализа кривых блеска для двух звезд типа SU UMa и трех новоподобных звезд.
Доказано, что V1504 Cyg - звезда, показывающая кроме обычных вспышек также и сверхвспышки, и впервые найден период сверхгорбов. Для аналогичной звезды SW UMa исследована эволюция сверхгорбов на позд¬ней стадии вспышки и показаны цветовые изменения, найдено, что во время вспышки 2000 г. в оптике более четко проявлялся период, удвоенный к орбитальному.
Для новоподобной MV Lyr построена детальная кривая блеска за 50 лет, проанализирована долговременная переменность, а во время депрессии 1976-86 гг. найдена вспышечная активность, напоминающая поведение карликовых новых и выявлено 3 вида вспышек.
Впервые найдена и интерпретирована зависимость оптического пери¬ода от среднего уровня блеска. Мы объясняем эту зависимость тем, что что наблюдаем обращающееся вокруг БК пятно или горячие образовавния на внешних частях диска, размеры которого коррелируют с видимым уровнем блеска. Чем больше размеры диска и его светимость (т.е. средний блеск переменной), тем больше кеплеровский период вращения внешних частей диска и, следоваетльно, видимый в оптике период.
Для FY Per и V592 Cas впервые найден период суперхампов и показана его нестабильность.
Глава V. В данной главе приводятся результаты наблюдений новоподобных звезд.
Впервые автор нашел орбитальные элементы для АС Спс и UU Aqr и доказал, что эти звезды - ВП с короткими орбитальными периодами. Впервые была построена модель для АС Спс, более поздние исследования других авторов уточнили модель, но наши параметры в целом подтвердились.
Для новоподобных РХ And и DW UMa были уточнены орбитальные периоды, показаны отличия кривых блеска в различных цветах, а также на различных уровнях среднего блеска. Построены модели для DW UMa для нескольких вспышек и показано, что некоторые параметры диска из¬меняются. Также проанализирована быстрая переменность у РХ And и впервые найдена устойчивая для нескольких ночей частота.
Показано, что V410 Cas - пекулярная звезда с пока еще не понятыми свойствами, испытавшая уже вторую вспышку за последние 70 лет.
Изучены также особенности кривых блеска сверхмягкого рентгеновско¬го источника V Sge в различных фотометрических системах, уточнен орбитальный период и построена модель системы.
Подытожим основные исследования, в которые вошло:
— открытие новых или доказательство принадлежности к классу ВП плохо изученных переменных звезд, некоторые из которых оказались затменными (что является очень ценным для построения моделей систем).
За 25 лет наблюдений были получены результаты, которые описаны в главах 3, 4 и 5.
Настоящая работа состоит из введения, пяти глав и заключения.
Во введении формулируется тема работы, кратко описана история исследования ВП, поставлены основные задачи, перечислены программные звезды, проблемы, которые автор рассматривал, кратко перечислены полученные результаты и трудности, с которыми встречался автор при исследовании. Указано, где представлялись результаты исследований и упомянуты основные публикации.
Глава I посвящена описанию общей модели ВП. Перечислены причины, вызывающие те ли иные проявления вспышечной активности, дана классификация ВП, детально рассмотрена модель Роша для ВП и сформулированы основные проблемы, касающиеся этих звезд.
Глава II описывает методики, которые использовал автор при получении наблюдательного материала: это фотографические, фотоэлектрические и ПЗС наблюдения. Рассматриваются особенности, преимущества и недостатки каждого метода, показано, что фотометрические исследования являются актуальными и с их помощью возможно выявить (с некоторыми оговорками) двойственность исследуемой звезды и, следовательно, принадлежность классу ТДС.
Глава III описывает наблюдения и анализ кривых блеска новых звезд различных подклассов. Проанализированы результаты наблюдений четырнадцати звезд - четырех классических Новые, одной повторной Новой, четырех Новых - оптических двойников рентгеновских источников, четырех симбиотических новых звезд и одной карликовой новой.
Для этих объектов были построены и пранализированы кривые блеска на спаде вспышки или в спокойном состоянии, найдены или заподозрены орбитальные периоды или циклы вспышечной активности.
Особо важный результат - анализ зависимости амплитуды и формы орбитальной кривой блеска от уровня блеска (на спаде после вспышки) для Новой звезды.
Для Новой 1995 г. V723 Cas автором впервые был найден не только орбитальный период, но и прослежена его эволюция - от полного отсутствия периодической орбитальной волны до постепенного возрастания амплитуды (по мере остывания и рассеяния сброшенной оболочки) почти до 1т. Аналогичных наблюдений других авторов не известно.
Похожий результат получен также для симбиотической новой RT Ser, автор нашел орбитальный период, а по архивным данным восстановил кривую спада блеска и нашел, что орбитальная волна появилась при увеличении излучения (за счет рассеивания сброшенной оболочки) с компактного компонента, при этом видимая темперптура компактного компонента повысилась с 7500К до 114000К.
Для Новых V723 Cas и V1974 Cyg прослежены цветовые изменения блеска, дана их интерпретация.
Для карликовой новой IP Peg мы впервые построили модель системы, которая впоследствии была подтверждена дальнейшими наблюдениями. Показана сильная переменность формы и светимости аккреционного диска и горячего образования на нем. Полученная нами еще в 1985 г. форма горячего пятна представляла собой вытянутое светящееся образование. В конце 1990-х годов теоретические расчеты (Bisikalo, Boyarchuk, Chechetkin et al., 1998; Harmanec, Bisikalo, Boyarchuk, Kuznetsov, 2002) показали, что в некоторых случаях вместо пятна на диске как раз и могут появляться структуры, напоминающие светящуюся линию, которую мы фактически и обнаружили за 15 лет до этих расчетов.
Кроме того, показано сходство оптических кривых для рентгеновских Новых V616 Моп и KV UMa.
Как и для упомяных классических Новых, у рентгеновской Новой LZ Aqr автором прослежено изменение вида орбитальной волны в зависимости от уровня блеска объекта. В данном случае отметим, что эволюция орбитальной кривой совершенно иная, чем для классических Новых: по мере ослабления жесткого рентгеновского излучения ослабевает и амплитуда орбитальной волны.
Для широких пар (симбиотические новые) V1016 Cyg и V1329 Cyg показана возможность существования третьего тела на эллиптической орбите.
Мы одними из первых подтвердили, что релятивистский компонент у V404 Cyg - вероятный кандидат в черные дыры.
Глава IV посвящена звездам, показывающим на кривой блеска “супер- хампы”, колебания блеска с периодом, близким к орбитальному, во время супервспышек или в других состояниях блеска.
Приводятся результаты наблюдений и анализа кривых блеска для двух звезд типа SU UMa и трех новоподобных звезд.
Доказано, что V1504 Cyg - звезда, показывающая кроме обычных вспышек также и сверхвспышки, и впервые найден период сверхгорбов. Для аналогичной звезды SW UMa исследована эволюция сверхгорбов на позд¬ней стадии вспышки и показаны цветовые изменения, найдено, что во время вспышки 2000 г. в оптике более четко проявлялся период, удвоенный к орбитальному.
Для новоподобной MV Lyr построена детальная кривая блеска за 50 лет, проанализирована долговременная переменность, а во время депрессии 1976-86 гг. найдена вспышечная активность, напоминающая поведение карликовых новых и выявлено 3 вида вспышек.
Впервые найдена и интерпретирована зависимость оптического пери¬ода от среднего уровня блеска. Мы объясняем эту зависимость тем, что что наблюдаем обращающееся вокруг БК пятно или горячие образовавния на внешних частях диска, размеры которого коррелируют с видимым уровнем блеска. Чем больше размеры диска и его светимость (т.е. средний блеск переменной), тем больше кеплеровский период вращения внешних частей диска и, следоваетльно, видимый в оптике период.
Для FY Per и V592 Cas впервые найден период суперхампов и показана его нестабильность.
Глава V. В данной главе приводятся результаты наблюдений новоподобных звезд.
Впервые автор нашел орбитальные элементы для АС Спс и UU Aqr и доказал, что эти звезды - ВП с короткими орбитальными периодами. Впервые была построена модель для АС Спс, более поздние исследования других авторов уточнили модель, но наши параметры в целом подтвердились.
Для новоподобных РХ And и DW UMa были уточнены орбитальные периоды, показаны отличия кривых блеска в различных цветах, а также на различных уровнях среднего блеска. Построены модели для DW UMa для нескольких вспышек и показано, что некоторые параметры диска из¬меняются. Также проанализирована быстрая переменность у РХ And и впервые найдена устойчивая для нескольких ночей частота.
Показано, что V410 Cas - пекулярная звезда с пока еще не понятыми свойствами, испытавшая уже вторую вспышку за последние 70 лет.
Изучены также особенности кривых блеска сверхмягкого рентгеновско¬го источника V Sge в различных фотометрических системах, уточнен орбитальный период и построена модель системы.
Подытожим основные исследования, в которые вошло:
— открытие новых или доказательство принадлежности к классу ВП плохо изученных переменных звезд, некоторые из которых оказались затменными (что является очень ценным для построения моделей систем).
Заказать работу
Заявка на оценку стоимости
Это краткая форма заказа. После ее заполнения вы перейдете на полную форму заказа работы
Каталог работ (130032)
- Бакалаврская работа (31207)
- Диссертация (960)
- Магистерская диссертация (18174)
- Дипломные работы, ВКР (53041)
- Главы к дипломным работам (2108)
- Курсовые работы (9673)
- Контрольные работы (6188)
- Отчеты по практике (1308)
- Рефераты (1456)
- Задачи, тесты, ПТК (616)
- Ответы на вопросы (154)
- Статьи, Эссе, Сочинения (911)
- Бизнес-планы (49)
- Презентации (101)
- РГР (84)
- Авторефераты (РГБ) (1690)
- Диссертации (РГБ) (1879)
- Прочее (433)
Новости
06.01.2018
Помощь студентам и аспирантам в выполнении работ от наших партнеров
Помощь студентам и аспирантам в выполнении работ от наших партнеров
Помощь в выполнении учебных и научных работ на заказ ОФОРМИТЬ ЗАКАЗ
дальше»» Все новости
Статьи
- Где лучше заказывать диссертации и дипломные?
- Выполнение научных статей
- Подготовка диссертаций
- Подводные камни при написании магистерской работы
- Помощь в выполнении дипломных работ
»» Все статьи
Заказать работу
Заявка на оценку стоимости
Это краткая форма заказа. После ее заполнения вы перейдете на полную форму заказа работы
