Фотометрические проявления газовых потоков в массивных тесных двойных системах с горячими компонентами на Главной последовательности
|
Введение
Глава 1. Массивные тесные двойные системы ранних спектральных классов, теоретические и наблюдательные аспекты 12
1.1 Массивные тесные двойные системы с горячими Компонентами 12
1.2 Каталог массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, принадлежащих Главной последовательности. Наблюдаемые характеристики 17
Глава 2. Фотоэлектрические наблюдения горячих массивных тесных двойных систем: SZ Жирафа, UU Кассиопеи, СС Кассиопеи, V368 Кассиопеи 23
2.1 Метод фотоэлектрических наблюдений 23
2.1.1 Постановка задачи 23
2.1.2 Приемная аппаратура 24
2.1.3 Дифференциальные наблюдения 24
2.1.4 Учет влияния атмосферы на результаты наблюдений 25
2.1.5 Осуществление контроля фотометрической системы UBVR 27
2.2 Особенности астроклимата. Постановка методики наблюдений 30
2.3 Алгоритм обработки фотоэлектрических наблюдений 34
2.4 Результаты фотометрических наблюдений исследуемых
звезд 37
2.4.1 Наблюдения СС Кассиопеи 37
2.4.2 Наблюдения V368 Кассиопеи 45
2.4.3 Наблюдения SZ Жирафа 50
2.4.4 Наблюдения UU Кассиопеи 58
Глава 3. Анализ кривых блеска исследуемых массивных тесных двойных систем с горячими компонентами Главной последовательности 63
3.1 Модели двойных систем и методы анализа кривых
изменения блеска затменных переменных звезд 63
3.1.1 Классические методы анализа кривых блеска ТДС 63
3.1.2 Современное развитие моделей тесных двойных
систем 65
3.1.3 Модели, учитывающие влияние газовой составляющей системы 66
3.2 Анализ полученных кривых блеска. Вклад газовой
составляющей 69
3.2.1 СС Кассиопеи 69
3.2.1.1 Введение 69
3.2.1.2 Особенности кривых блеска СС Cas сезона
1980-1983гг 72
3.2.1.3 Особенности кривых блеска СС Cas сезона 1988г. 73
3.2.1.4 Определение фотометрических характеристик системыПЪ
3.2.1.5 Абсолютные элементы орбиты СС Cas и эволюционный статус системы 75
3.2.2 SZ Жирафа 78
3.2.2.1 Введение 78
3.2.2.2 Эволюция кривых изменения блеска SZ Cam за 50 лет из-за изменений газовых структур в системе 80
3.2.2.3 Оценка параметров газовых структур в системе SZ Жирафа в модели анизотропного звездного ветра ... 82
3.2.3 UU Кассиопеи 89
3.2.3.1 Введение 89
3
3.2.3.2 Определение относительных элементов орбиты 90
3.2.3.3 Определение абсолютных элементов орбиты 92
3.2.3.4 Исследование остаточных уклонений наблюдаемой кривой изменения блеска UU Кассиопеи от модельной кривой . . 93
3.2.3.5 Модель системы. Газовые структуры в системе UU Cas и их влияние на формирование кривых блеска 95
3.2.3.6 Выводы 98
3.2.4 V368 Кассиопеи 99
3.2.4.1 Определение относительных элементов орбиты 99
3.2.4.2. Эволюционный статус V368 Cas
Определение абсолютных параметров системы 100
Заключение 101 Библиография 107
Приложение 117
Таблица 1. Список горячих тесных двойных систем Главной
последовательности- кандидатов в массивные системы 118
Таблица 2. Каталог галактических массивных тесных
двойных систем ранних спектральных классов, принадлежащих Главной последовательности 126
Список используемых сокращений
Глава 1. Массивные тесные двойные системы ранних спектральных классов, теоретические и наблюдательные аспекты 12
1.1 Массивные тесные двойные системы с горячими Компонентами 12
1.2 Каталог массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, принадлежащих Главной последовательности. Наблюдаемые характеристики 17
Глава 2. Фотоэлектрические наблюдения горячих массивных тесных двойных систем: SZ Жирафа, UU Кассиопеи, СС Кассиопеи, V368 Кассиопеи 23
2.1 Метод фотоэлектрических наблюдений 23
2.1.1 Постановка задачи 23
2.1.2 Приемная аппаратура 24
2.1.3 Дифференциальные наблюдения 24
2.1.4 Учет влияния атмосферы на результаты наблюдений 25
2.1.5 Осуществление контроля фотометрической системы UBVR 27
2.2 Особенности астроклимата. Постановка методики наблюдений 30
2.3 Алгоритм обработки фотоэлектрических наблюдений 34
2.4 Результаты фотометрических наблюдений исследуемых
звезд 37
2.4.1 Наблюдения СС Кассиопеи 37
2.4.2 Наблюдения V368 Кассиопеи 45
2.4.3 Наблюдения SZ Жирафа 50
2.4.4 Наблюдения UU Кассиопеи 58
Глава 3. Анализ кривых блеска исследуемых массивных тесных двойных систем с горячими компонентами Главной последовательности 63
3.1 Модели двойных систем и методы анализа кривых
изменения блеска затменных переменных звезд 63
3.1.1 Классические методы анализа кривых блеска ТДС 63
3.1.2 Современное развитие моделей тесных двойных
систем 65
3.1.3 Модели, учитывающие влияние газовой составляющей системы 66
3.2 Анализ полученных кривых блеска. Вклад газовой
составляющей 69
3.2.1 СС Кассиопеи 69
3.2.1.1 Введение 69
3.2.1.2 Особенности кривых блеска СС Cas сезона
1980-1983гг 72
3.2.1.3 Особенности кривых блеска СС Cas сезона 1988г. 73
3.2.1.4 Определение фотометрических характеристик системыПЪ
3.2.1.5 Абсолютные элементы орбиты СС Cas и эволюционный статус системы 75
3.2.2 SZ Жирафа 78
3.2.2.1 Введение 78
3.2.2.2 Эволюция кривых изменения блеска SZ Cam за 50 лет из-за изменений газовых структур в системе 80
3.2.2.3 Оценка параметров газовых структур в системе SZ Жирафа в модели анизотропного звездного ветра ... 82
3.2.3 UU Кассиопеи 89
3.2.3.1 Введение 89
3
3.2.3.2 Определение относительных элементов орбиты 90
3.2.3.3 Определение абсолютных элементов орбиты 92
3.2.3.4 Исследование остаточных уклонений наблюдаемой кривой изменения блеска UU Кассиопеи от модельной кривой . . 93
3.2.3.5 Модель системы. Газовые структуры в системе UU Cas и их влияние на формирование кривых блеска 95
3.2.3.6 Выводы 98
3.2.4 V368 Кассиопеи 99
3.2.4.1 Определение относительных элементов орбиты 99
3.2.4.2. Эволюционный статус V368 Cas
Определение абсолютных параметров системы 100
Заключение 101 Библиография 107
Приложение 117
Таблица 1. Список горячих тесных двойных систем Главной
последовательности- кандидатов в массивные системы 118
Таблица 2. Каталог галактических массивных тесных
двойных систем ранних спектральных классов, принадлежащих Главной последовательности 126
Список используемых сокращений
Двойственность - весьма распространенное явление в мире звезд. По различным оценкам в нашей Галактике в состав двойных и кратных систем входит около 50-80% всех звезд. Современное деление двойных звезд на широкие и тесные системы основано на более глубоких, физических признаках. К тесным двойным относят такие двойные звезды, компоненты которых оказывают влияние на эволюцию друг друга хотя бы на одной из стадий существования системы (Plavec 1967, Paczynski 1967). Под это определение подходят практически все затменные двойные и большая часть из известных спектральных двойных звезд.
Затменные двойные звезды, как частный случай более широкого класса двойных систем, являются богатейшим источником самой разнообразной информации о физической природе звезд и путях их эволюции. Они встречаются среди всех типов звездного населения Галактики, попадают во все области диаграммы спектр-светимость, наблюдаются (фотометрическими методами) на огромных расстояниях от Солнца и даже в других галактиках. Их комплексные, фотометрические и спектральные, наблюдения оказываются, по существу, единственной возможностью получения сведений об основных характеристиках звезд - массах, радиусах, средних плотностях. В ряде случаев у компонентов таких систем можно определять эффективные температуры, распределения яркости по дискам, скорости осевых вращений, концентрацию масс к центрам, изучать строение протяженных атмосфер, различные эффекты взаимодействия. Теория внутреннего строения звезд и их эволюция была бы немыслима без постоянного обращения к этому источнику информации. В настоящее время роль тесных двойных систем в астрофизике стала еще более значимой: открыта двойственность новых и повторных новых звезд, переменных типа U Gem, ряда рентгеновских источников излучения. Как выяснилось, такие необычные объекты и явления возникают в результате взаимного влияния компонентов в тесных парах на эволюцию друг друга.
Успехи теории эволюции тесных двойных звезд, достигнутые в последние годы, позволяют представить в общих чертах эволюцию двойной системы, переход от одной стадии эволюции к другой. Появляются разработки деталей эволюции тесных двойных систем (ТДС), внедряются новые методы моделирования с помощью быстродействующих компьютеров кривых блеска и спектров. Становится более тесной кооперация усилий теоретиков и наблюдателей.
Вместе с тем, остается целый ряд вопросов, связанных в первую очередь с ограниченными возможностями наблюдательной астрономии, для решения которых чрезвычайно важны детальные исследования отдельных тесных двойных систем, находящихся на разных этапах эволюции.
5
Массивные тесные двойные системы (МТДС), компоненты которых занимают верхнюю часть Главной последовательности (ГП), можно отнести к системам, в эволюции которых значительную роль играет обмен веществом звездным ветром. С самых ранних этапов эволюции эти системы уже можно отнести к взаимодействующим. Класс взаимодействующих двойных звезд (ВДЗ) выделен в восьмидесятых годах (Plavec M.J. 1980, 1985). К этому классу относят звездные системы, у которых пекулярности кривых блеска и особенности спектров вызваны присутствием в системах развитых околозвездных газовых структур, существенно затрудняющих исследования этих систем классическими методами. Вследствие этого, основные параметры звездных компонентов таких систем определены неоднозначно.
До недавнего времени МТДС привлекали к себе гораздо меньше внимания, по-видимому, считалось, что это молодые массивные и быстро эволюционирующие и, возможно, неравновесные объекты. Успехи астрофизики - открытие конечных продуктов эволюции массивных звезд (нейтроннных звезд и, возможно, "черных дыр"), а также рентгеновских источников в массивных двойных, потребовавшие развития представлений
об эволюции МТДС вплоть до конечных стадий с целью определения места вновь обнаруженных объектов в эволюции этих звезд, побудили возрастание внимания к этим объектам.
Цель и задачи работы. Настоящая работа посвящена детальному электрофотометрическому исследованию четырех массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов - SZ Саш, СС Cas, UU Cas, V368 Cas, каждая из которых может быть отнесена к описанным выше объектам, определению физических параметров звездных компонентов, характера влияния и структуры околозвездного вещества, эволюционного статуса систем. Исходя из этого были определены задачи исследования:
1. Провести фотоэлектрические наблюдения исследуемых звезд с максимально возможной точностью в четырех стандартных фотометрических полосах UBVR с целью получения кривых блеска этих систем, равномерно и с высокой плотностью покрытия всего орбитального периода.
2. Определить относительные и абсолютные параметры систем.
3. Выделить и оценить вклад в кривые блеска газовой составляющей, определить структуру распределения околозвездного вещества в системах.
4. Определить эволюционный статус систем.
5. Составить каталог массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, оба компонента которых принадлежат, либо находятся вблизи главной последовательности.
6. Выделить системы, в наблюдательных данных которых проявляется влияние околозвездного и/или околосистемного газа. Провести статистические исследования таких проявлений.
б
7. Провести сравнение полученных характеристик исследуемых
4 звезд с результатами статистических исследований звезд указанного
каталога.
* Научная новизна работы заключается в следующем:
Впервые создан каталог массивных тесных двойных систем с горячими компонентами главной последовательности, в котором представлены наблюдаемые параметры звезд, показывающие значительное воздействие на них околосистемного газового вещества. Он позволяет обобщить наблюдаемые явления и может быть использован при интерпретации наблюдательных данных конкретных систем этого класса.
Впервые получены многоцветные высокоточные с хорошим заполнением и неоднократным перекрытием фотоэлектрические кривые блеска массивных ТДС SZ Жирафа, СС Кассиопеи, V368 Кассиопеи, UU Кассиопеи, позволяющие производить с большой надежностью анализ эффектов, обусловленных влиянием околозвездного газа.
Представлен мониторинг кривых блеска систем, позволяющий пронаблюдать эволюцию кривых блеска исследуемых систем на интервалах в несколько десятков лет.
Впервые для интерпретации наблюдаемых явлений SZ Жирафа, СС Кассиопеи, UU Кассиопеи, предложена модель системы, состоящей из
* двух эллипсоидальных звезд, погруженных в газовую оболочку сложной структуры. Получены параметры околозвездной оболочки SZ Жирафа в
* модели радиально расширяющегося звездного ветра от одного из компонентов, где непрозрачность вызвана рассеянием на свободных электронах.
Научно-практическая ценность работы. Данная работа может рассматриваться как определенный вклад в понимание процессов, происходящих в массивных тесных двойных системах на стадии ГП. Полученные результаты могут быть использованы в теоретических сценариях и расчетах эволюции горячих массивных двойных систем на разных этапах обмена веществом, происходящих вблизи ГП, установления генетической связи между ними, исследования эволюции околозвездных газовых структур, механизмов передачи и потери вещества в МТДС на разных стадиях обмена веществом.
В работе получены и выводятся на защиту следующие
* результаты:
1. Результаты многолетних фотоэлектрических наблюдений в системе UBVR четырех массивных тесных двойных систем с горячими компонентами, UU Cas, СС Cas, V368Cas, SZ Cam, полученные в Астрономической обсерватории УрГУ и Ташкентской обсерватории Узбекской АН на горе Майданак.
7
2. Каталог галактических массивных тесных двойных систем с горячими компонентами на главной последовательности, созданный на основе базы данных по оригинальным источникам в системе Microsoft Access. Результаты анализа каталога, показавшие, что практически во всех системах данного типа газовые образования заметно проявляют себя в наблюдениях независимо от конфигурации и эволюционного статуса системы. Это вызывает значительную неопределенность в определении параметров таких систем классическими методами. Каталог не имеет аналогов в публикациях.
Затменные двойные звезды, как частный случай более широкого класса двойных систем, являются богатейшим источником самой разнообразной информации о физической природе звезд и путях их эволюции. Они встречаются среди всех типов звездного населения Галактики, попадают во все области диаграммы спектр-светимость, наблюдаются (фотометрическими методами) на огромных расстояниях от Солнца и даже в других галактиках. Их комплексные, фотометрические и спектральные, наблюдения оказываются, по существу, единственной возможностью получения сведений об основных характеристиках звезд - массах, радиусах, средних плотностях. В ряде случаев у компонентов таких систем можно определять эффективные температуры, распределения яркости по дискам, скорости осевых вращений, концентрацию масс к центрам, изучать строение протяженных атмосфер, различные эффекты взаимодействия. Теория внутреннего строения звезд и их эволюция была бы немыслима без постоянного обращения к этому источнику информации. В настоящее время роль тесных двойных систем в астрофизике стала еще более значимой: открыта двойственность новых и повторных новых звезд, переменных типа U Gem, ряда рентгеновских источников излучения. Как выяснилось, такие необычные объекты и явления возникают в результате взаимного влияния компонентов в тесных парах на эволюцию друг друга.
Успехи теории эволюции тесных двойных звезд, достигнутые в последние годы, позволяют представить в общих чертах эволюцию двойной системы, переход от одной стадии эволюции к другой. Появляются разработки деталей эволюции тесных двойных систем (ТДС), внедряются новые методы моделирования с помощью быстродействующих компьютеров кривых блеска и спектров. Становится более тесной кооперация усилий теоретиков и наблюдателей.
Вместе с тем, остается целый ряд вопросов, связанных в первую очередь с ограниченными возможностями наблюдательной астрономии, для решения которых чрезвычайно важны детальные исследования отдельных тесных двойных систем, находящихся на разных этапах эволюции.
5
Массивные тесные двойные системы (МТДС), компоненты которых занимают верхнюю часть Главной последовательности (ГП), можно отнести к системам, в эволюции которых значительную роль играет обмен веществом звездным ветром. С самых ранних этапов эволюции эти системы уже можно отнести к взаимодействующим. Класс взаимодействующих двойных звезд (ВДЗ) выделен в восьмидесятых годах (Plavec M.J. 1980, 1985). К этому классу относят звездные системы, у которых пекулярности кривых блеска и особенности спектров вызваны присутствием в системах развитых околозвездных газовых структур, существенно затрудняющих исследования этих систем классическими методами. Вследствие этого, основные параметры звездных компонентов таких систем определены неоднозначно.
До недавнего времени МТДС привлекали к себе гораздо меньше внимания, по-видимому, считалось, что это молодые массивные и быстро эволюционирующие и, возможно, неравновесные объекты. Успехи астрофизики - открытие конечных продуктов эволюции массивных звезд (нейтроннных звезд и, возможно, "черных дыр"), а также рентгеновских источников в массивных двойных, потребовавшие развития представлений
об эволюции МТДС вплоть до конечных стадий с целью определения места вновь обнаруженных объектов в эволюции этих звезд, побудили возрастание внимания к этим объектам.
Цель и задачи работы. Настоящая работа посвящена детальному электрофотометрическому исследованию четырех массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов - SZ Саш, СС Cas, UU Cas, V368 Cas, каждая из которых может быть отнесена к описанным выше объектам, определению физических параметров звездных компонентов, характера влияния и структуры околозвездного вещества, эволюционного статуса систем. Исходя из этого были определены задачи исследования:
1. Провести фотоэлектрические наблюдения исследуемых звезд с максимально возможной точностью в четырех стандартных фотометрических полосах UBVR с целью получения кривых блеска этих систем, равномерно и с высокой плотностью покрытия всего орбитального периода.
2. Определить относительные и абсолютные параметры систем.
3. Выделить и оценить вклад в кривые блеска газовой составляющей, определить структуру распределения околозвездного вещества в системах.
4. Определить эволюционный статус систем.
5. Составить каталог массивных тесных двойных систем ранних спектральных классов, оба компонента которых принадлежат, либо находятся вблизи главной последовательности.
6. Выделить системы, в наблюдательных данных которых проявляется влияние околозвездного и/или околосистемного газа. Провести статистические исследования таких проявлений.
б
7. Провести сравнение полученных характеристик исследуемых
4 звезд с результатами статистических исследований звезд указанного
каталога.
* Научная новизна работы заключается в следующем:
Впервые создан каталог массивных тесных двойных систем с горячими компонентами главной последовательности, в котором представлены наблюдаемые параметры звезд, показывающие значительное воздействие на них околосистемного газового вещества. Он позволяет обобщить наблюдаемые явления и может быть использован при интерпретации наблюдательных данных конкретных систем этого класса.
Впервые получены многоцветные высокоточные с хорошим заполнением и неоднократным перекрытием фотоэлектрические кривые блеска массивных ТДС SZ Жирафа, СС Кассиопеи, V368 Кассиопеи, UU Кассиопеи, позволяющие производить с большой надежностью анализ эффектов, обусловленных влиянием околозвездного газа.
Представлен мониторинг кривых блеска систем, позволяющий пронаблюдать эволюцию кривых блеска исследуемых систем на интервалах в несколько десятков лет.
Впервые для интерпретации наблюдаемых явлений SZ Жирафа, СС Кассиопеи, UU Кассиопеи, предложена модель системы, состоящей из
* двух эллипсоидальных звезд, погруженных в газовую оболочку сложной структуры. Получены параметры околозвездной оболочки SZ Жирафа в
* модели радиально расширяющегося звездного ветра от одного из компонентов, где непрозрачность вызвана рассеянием на свободных электронах.
Научно-практическая ценность работы. Данная работа может рассматриваться как определенный вклад в понимание процессов, происходящих в массивных тесных двойных системах на стадии ГП. Полученные результаты могут быть использованы в теоретических сценариях и расчетах эволюции горячих массивных двойных систем на разных этапах обмена веществом, происходящих вблизи ГП, установления генетической связи между ними, исследования эволюции околозвездных газовых структур, механизмов передачи и потери вещества в МТДС на разных стадиях обмена веществом.
В работе получены и выводятся на защиту следующие
* результаты:
1. Результаты многолетних фотоэлектрических наблюдений в системе UBVR четырех массивных тесных двойных систем с горячими компонентами, UU Cas, СС Cas, V368Cas, SZ Cam, полученные в Астрономической обсерватории УрГУ и Ташкентской обсерватории Узбекской АН на горе Майданак.
7
2. Каталог галактических массивных тесных двойных систем с горячими компонентами на главной последовательности, созданный на основе базы данных по оригинальным источникам в системе Microsoft Access. Результаты анализа каталога, показавшие, что практически во всех системах данного типа газовые образования заметно проявляют себя в наблюдениях независимо от конфигурации и эволюционного статуса системы. Это вызывает значительную неопределенность в определении параметров таких систем классическими методами. Каталог не имеет аналогов в публикациях.
Диссертация посвящена исследованию фотометрических проявлений газового вещества в окрестностях массивных тесных двойных систем с горячими компонентами Главной последовательности. Суммируем основные результаты, полученные в диссертации.
В первой главе приведен каталог галактических массивных тесных двойных систем с горячими компонентами на ГП, созданный на основе базовых каталогов как ОКПЗ, каталог спектральных двойных звезд Баттена (Batten А.Н., Fletcher J.M., Mac Carthy D.G., 1989), каталога орбитальных элементов масс и светимостей тесных двойных звезд М. А. Свечникова (1986) и при использовании периодических источников. Каталог, содержащий 186 объектов и результаты их исследований, отражает характер и степень влияния околозвездного газа.
Предварительное статистическое исследование базы данных, созданной автором в системе Microsoft Access на основе карточного каталога данной выборки звезд, показало, что практически все они могут быть, отнесены к взаимодействующим. Наиболее обширный спектр проявления газовых структур наблюдается в полуразделенных и контактных системах.
Каталог может быть использован для планирования наблюдений, выбора объектов исследования, при интерпретации результатов наблюдений, и при выполнении статистических исследований. Каталог не имеет себе аналогов, приведен в приложениях к рукописи, а полная версия в виде базы данных имеется на магнитных носителях.
Во второй главе описана, методика одноканальных многоцветных фотоэлектрических наблюдений и, предложенное автором, дополнение к ней, позволившее в астроклиматических условиях средней широты России получать качественные результаты. Приведены высокоточные фотоэлектрические UBVR кривые изменения блеска для четырех массивных тесных двойных систем с горячими компонентами главной последовательности: SZ Жирафа, СС Кассиопеи, UU Кассиопеи, V368 Кассиопеи, полученные на основе многолетних наблюдений автора в астрономической обсерватории Уральского госуниверситета и в Ташкентской обсерватории на горе Майданак. Кривые имеют хорошее заполнение по периоду и точность, соответствующую требованиям, предъявляемым к фотоэлектрическим наблюдениям.
Исключение долгопериодической переменной атмосферной экстинкции (более 5 минут) и оптимизация фотометрического процесса позволила получить наблюдательный материал высокого качества, соответствующий качеству лучших обсерваторий мира и увеличить наблюдательное время на данной обсерватории. Это обстоятельство имеет
101
особое значение для получения наблюдательного материала для затменных переменных звезд, являющихся взаимодействующими двойными, в поле гравитации которых находится большое количество газа сложной структуры и поведения, оказывающего критическое влияние на определяемые параметры компонент.
В третьей главе приведены результаты решения в модели Расселла- Меррилла кривых изменения блеска массивных тесных двойных систем, полученных автором, и определены параметры компонентов систем. Показана степень и характер влияния околокомпонентного газа на кривые изменения блеска систем и полученные параметры в модели двух трехосных эллипсоидов. Проявления влияния околозвездного газа имеют как общие для всех исследуемых систем, так и индивидуальные формы. К общим проявлениям можно отнести: заметные изменения кривых блеска всех трех систем от сезона к сезону; на всех кривых блеска наблюдаются значительные деформации, с различными спектральными и временными характеристиками, что указывает на влияние областей вблизи системы, различных по температурным и динамическим характеристикам. В результатах решений кривых изменения блеска также имеются общие тенденции: а) наличие альтернативных решений у систем СС Cas и UU Cas, возможно, вызванных асимметрией минимумов, б) существенное превышение коэффициентами потемнения к краю у всех систем их теоретических значений для звезд ранних спектральных классов, что вызвано искажением наклона ветвей минимумов присутствием газовых оболочек. Результаты фотометрии и анализа наблюдений показали, что во всех трех исследованных системах околосистемный газ имеет многокомпонентную структуру.
Отметим индивидуальные особенности исследованных систем.
UUCas. Решение кривых изменения блеска смогло показать только фотометрические изображения компонентов, указывающие на то, что первый компонент заполняет свою ВКП и активно теряет свою массу, вследствие чего система находится в общей анизотропной оболочке газа, теряемого первым компонентом. Распределение газа около компонентов автор объясняет с точки зрения модели, предложенной коллективом авторов (Бисикало Д. В., Боярчук А. А., Кузнецов О. А., Чечеткин В. М., 1997, 1998).
Наблюдаемый избыток значения коэффициента потемнения к краю компонентов хорошо объясняется присутствием околозвездного газа (Путыльник И.Б., Эйнасто 1985, 1990).
Большие различия угла наклона орбиты i в разных спектральных интервалах, автор предлагает объяснить добавочным излучением (L3) от общей оболочки системы, разным в разных цветах. В этом случае влияние общей оболочки системы (также разное в разных цветах) требует нижней границы в U цвете для L3 = 0.1 от суммарного блеска системы.
102
Сравнение наблюдений различных сезонов, отличающихся более чем на 200 орбитальных периодов, указывает на наличие как устойчивых, так и короткоживущих (менее 80 периодов) газовых структур в системе.
Остаточные уклонения реальных наблюдений разных сезонов от модельных кривых блеска указывают на сложную структуру распределения газа в системе. Наблюдения показали наличие "мерцаний" системы, амплитуды которых зависят от спектрального диапазона, фазы периода, и сезона наблюдений.
Приведены параметры компонентов, полученные из решения.
СС Cas. Кривые изменения блеска, полученные за 4 года наблюдений, изменяются от сезона к сезону на всех фазах периода, а в некоторых фазах имели место изменения от периода к периоду. Крупные изменения кривых блеска, охватывающие большие промежутки периода, особенно в максимумах, как правило, носят селективный характер. Эти изменения являются значимыми, они находятся за пределами 95% доверительного интервала. После 1982 г. на (О-С)-диаграмме автор зарегистрировала скачок периода обращения системы АР/Р=5.2310'. Если связывать изменение периода с потерей вещества, то в модели консервативного переноса вещества в системе это значение соответствует потере массы главным компонентом АМ=2.2-1.1*10'4М<э, в модели симметричного выброса вещества из системы оно соответствует АМ=3.4- 2.1*10'4 Me. Анализ кривых блеска обнаружил два решения: первое - при r2/rl=k=0.4, второе - при к=1. Наилучшая сходимость решений получается при коэффициенте потемнения к краю х=1 для обоих компонентов, что, однако, не соответствует его теоретическому значению для горячих звезд. В первом решении (к=0.4) более горячая звезда находится вблизи полосы на (Н-11)-диаграмме, в которой примерно 3/4 звезд - объекты типа Р Сер. Представлена модель системы для обоих решений. В первом массивный компонент заполняет свою ВКП. Второй компонент не заполняет свою ВКП и по своим параметрам вполне соответствует звезде главной последовательности класса 09-09.5. Вероятно, в системе началась перемена ролей; главный компонент теряет свою массу, и этот процесс хорошо подтверждается неустойчивостью кривой блеска и значительным изменением периода обращения системы. Во втором решении (к=1) менее массивный компонент заполняет свою ВКП. Имеет место избыток светимости около 1т и избыток радиуса в 3.5R®, но компонент трудно локализовать в пространстве Teff - Mbol - m. Радиус более массивного компонента вполне соответствует звезде главной последовательности, однако имеется недостаток светимости в =1ш и значительное покраснение на Н2 спектральных подкласса.
Из анализа вытекает, что первое решение является более реальным, а также как указывалось выше, лучше соответствует наблюдениям.
юз
Однако в этом случае главному компоненту более соответствует спектр 09-09.5.
SZ Саш. Обзор имеющихся кривых блеска обнаруживает, что 1) практически все они искажены влиянием дополнительного поглощения или излучения нефотосферного происхождения, 2) имеется тенденция к развитию некоторых депрессий на кривых блеска в большом масштабе времени (с 1930 до 1988гг.), 3) депрессии носят явный селективный характер; среди длительно развивающихся депрессий выделяются три группы: а) где селективное поглощение в непрерывном спектре, развивается со временем, в) искажения кривой блеска, явно связанные с дополнительным излучением; наибольшие их значения имеют место в тех цветовых полосах, которые содержат сильные водородные линии; с) искажения, которые не поддаются описанию, т.к., в них трудно выделить какие-либо закономерности. Кроме того, кратковременные изменения, длительностью от 1-2 периодов до 20-30: это селективные изменения амплитуды и локальные селективные увеличения яркости.
Новая модель двойных систем, предложенная Пустыльником И.Б. (1994), позволила определить верхний предел скорости потери вещества менее массивным компонентом SZ Жирафа. Лучшее согласие между модельными и наблюдаемыми кривыми достигается, если предположить, что второй компонент теряет вещество со скоростью М = + 5-10'7 М®/год в модели консервативного переноса вещества между компонентами. Различие в глубинах минимумов указывают, что светимость оболочки в видимом диапазоне не превышает 0.02-0.05 полного блеска системы.
В первой главе приведен каталог галактических массивных тесных двойных систем с горячими компонентами на ГП, созданный на основе базовых каталогов как ОКПЗ, каталог спектральных двойных звезд Баттена (Batten А.Н., Fletcher J.M., Mac Carthy D.G., 1989), каталога орбитальных элементов масс и светимостей тесных двойных звезд М. А. Свечникова (1986) и при использовании периодических источников. Каталог, содержащий 186 объектов и результаты их исследований, отражает характер и степень влияния околозвездного газа.
Предварительное статистическое исследование базы данных, созданной автором в системе Microsoft Access на основе карточного каталога данной выборки звезд, показало, что практически все они могут быть, отнесены к взаимодействующим. Наиболее обширный спектр проявления газовых структур наблюдается в полуразделенных и контактных системах.
Каталог может быть использован для планирования наблюдений, выбора объектов исследования, при интерпретации результатов наблюдений, и при выполнении статистических исследований. Каталог не имеет себе аналогов, приведен в приложениях к рукописи, а полная версия в виде базы данных имеется на магнитных носителях.
Во второй главе описана, методика одноканальных многоцветных фотоэлектрических наблюдений и, предложенное автором, дополнение к ней, позволившее в астроклиматических условиях средней широты России получать качественные результаты. Приведены высокоточные фотоэлектрические UBVR кривые изменения блеска для четырех массивных тесных двойных систем с горячими компонентами главной последовательности: SZ Жирафа, СС Кассиопеи, UU Кассиопеи, V368 Кассиопеи, полученные на основе многолетних наблюдений автора в астрономической обсерватории Уральского госуниверситета и в Ташкентской обсерватории на горе Майданак. Кривые имеют хорошее заполнение по периоду и точность, соответствующую требованиям, предъявляемым к фотоэлектрическим наблюдениям.
Исключение долгопериодической переменной атмосферной экстинкции (более 5 минут) и оптимизация фотометрического процесса позволила получить наблюдательный материал высокого качества, соответствующий качеству лучших обсерваторий мира и увеличить наблюдательное время на данной обсерватории. Это обстоятельство имеет
101
особое значение для получения наблюдательного материала для затменных переменных звезд, являющихся взаимодействующими двойными, в поле гравитации которых находится большое количество газа сложной структуры и поведения, оказывающего критическое влияние на определяемые параметры компонент.
В третьей главе приведены результаты решения в модели Расселла- Меррилла кривых изменения блеска массивных тесных двойных систем, полученных автором, и определены параметры компонентов систем. Показана степень и характер влияния околокомпонентного газа на кривые изменения блеска систем и полученные параметры в модели двух трехосных эллипсоидов. Проявления влияния околозвездного газа имеют как общие для всех исследуемых систем, так и индивидуальные формы. К общим проявлениям можно отнести: заметные изменения кривых блеска всех трех систем от сезона к сезону; на всех кривых блеска наблюдаются значительные деформации, с различными спектральными и временными характеристиками, что указывает на влияние областей вблизи системы, различных по температурным и динамическим характеристикам. В результатах решений кривых изменения блеска также имеются общие тенденции: а) наличие альтернативных решений у систем СС Cas и UU Cas, возможно, вызванных асимметрией минимумов, б) существенное превышение коэффициентами потемнения к краю у всех систем их теоретических значений для звезд ранних спектральных классов, что вызвано искажением наклона ветвей минимумов присутствием газовых оболочек. Результаты фотометрии и анализа наблюдений показали, что во всех трех исследованных системах околосистемный газ имеет многокомпонентную структуру.
Отметим индивидуальные особенности исследованных систем.
UUCas. Решение кривых изменения блеска смогло показать только фотометрические изображения компонентов, указывающие на то, что первый компонент заполняет свою ВКП и активно теряет свою массу, вследствие чего система находится в общей анизотропной оболочке газа, теряемого первым компонентом. Распределение газа около компонентов автор объясняет с точки зрения модели, предложенной коллективом авторов (Бисикало Д. В., Боярчук А. А., Кузнецов О. А., Чечеткин В. М., 1997, 1998).
Наблюдаемый избыток значения коэффициента потемнения к краю компонентов хорошо объясняется присутствием околозвездного газа (Путыльник И.Б., Эйнасто 1985, 1990).
Большие различия угла наклона орбиты i в разных спектральных интервалах, автор предлагает объяснить добавочным излучением (L3) от общей оболочки системы, разным в разных цветах. В этом случае влияние общей оболочки системы (также разное в разных цветах) требует нижней границы в U цвете для L3 = 0.1 от суммарного блеска системы.
102
Сравнение наблюдений различных сезонов, отличающихся более чем на 200 орбитальных периодов, указывает на наличие как устойчивых, так и короткоживущих (менее 80 периодов) газовых структур в системе.
Остаточные уклонения реальных наблюдений разных сезонов от модельных кривых блеска указывают на сложную структуру распределения газа в системе. Наблюдения показали наличие "мерцаний" системы, амплитуды которых зависят от спектрального диапазона, фазы периода, и сезона наблюдений.
Приведены параметры компонентов, полученные из решения.
СС Cas. Кривые изменения блеска, полученные за 4 года наблюдений, изменяются от сезона к сезону на всех фазах периода, а в некоторых фазах имели место изменения от периода к периоду. Крупные изменения кривых блеска, охватывающие большие промежутки периода, особенно в максимумах, как правило, носят селективный характер. Эти изменения являются значимыми, они находятся за пределами 95% доверительного интервала. После 1982 г. на (О-С)-диаграмме автор зарегистрировала скачок периода обращения системы АР/Р=5.2310'. Если связывать изменение периода с потерей вещества, то в модели консервативного переноса вещества в системе это значение соответствует потере массы главным компонентом АМ=2.2-1.1*10'4М<э, в модели симметричного выброса вещества из системы оно соответствует АМ=3.4- 2.1*10'4 Me. Анализ кривых блеска обнаружил два решения: первое - при r2/rl=k=0.4, второе - при к=1. Наилучшая сходимость решений получается при коэффициенте потемнения к краю х=1 для обоих компонентов, что, однако, не соответствует его теоретическому значению для горячих звезд. В первом решении (к=0.4) более горячая звезда находится вблизи полосы на (Н-11)-диаграмме, в которой примерно 3/4 звезд - объекты типа Р Сер. Представлена модель системы для обоих решений. В первом массивный компонент заполняет свою ВКП. Второй компонент не заполняет свою ВКП и по своим параметрам вполне соответствует звезде главной последовательности класса 09-09.5. Вероятно, в системе началась перемена ролей; главный компонент теряет свою массу, и этот процесс хорошо подтверждается неустойчивостью кривой блеска и значительным изменением периода обращения системы. Во втором решении (к=1) менее массивный компонент заполняет свою ВКП. Имеет место избыток светимости около 1т и избыток радиуса в 3.5R®, но компонент трудно локализовать в пространстве Teff - Mbol - m. Радиус более массивного компонента вполне соответствует звезде главной последовательности, однако имеется недостаток светимости в =1ш и значительное покраснение на Н2 спектральных подкласса.
Из анализа вытекает, что первое решение является более реальным, а также как указывалось выше, лучше соответствует наблюдениям.
юз
Однако в этом случае главному компоненту более соответствует спектр 09-09.5.
SZ Саш. Обзор имеющихся кривых блеска обнаруживает, что 1) практически все они искажены влиянием дополнительного поглощения или излучения нефотосферного происхождения, 2) имеется тенденция к развитию некоторых депрессий на кривых блеска в большом масштабе времени (с 1930 до 1988гг.), 3) депрессии носят явный селективный характер; среди длительно развивающихся депрессий выделяются три группы: а) где селективное поглощение в непрерывном спектре, развивается со временем, в) искажения кривой блеска, явно связанные с дополнительным излучением; наибольшие их значения имеют место в тех цветовых полосах, которые содержат сильные водородные линии; с) искажения, которые не поддаются описанию, т.к., в них трудно выделить какие-либо закономерности. Кроме того, кратковременные изменения, длительностью от 1-2 периодов до 20-30: это селективные изменения амплитуды и локальные селективные увеличения яркости.
Новая модель двойных систем, предложенная Пустыльником И.Б. (1994), позволила определить верхний предел скорости потери вещества менее массивным компонентом SZ Жирафа. Лучшее согласие между модельными и наблюдаемыми кривыми достигается, если предположить, что второй компонент теряет вещество со скоростью М = + 5-10'7 М®/год в модели консервативного переноса вещества между компонентами. Различие в глубинах минимумов указывают, что светимость оболочки в видимом диапазоне не превышает 0.02-0.05 полного блеска системы.
Подобные работы
- Фотометрические проявления газовых потоков в массивных тесных двойных системах с горячими компонентами на Главной последовательности
Диссертации (РГБ), физика. Язык работы: Русский. Цена: 500 р. Год сдачи: 2002
Заказать работу
Заявка на оценку стоимости
Это краткая форма заказа. После ее заполнения вы перейдете на полную форму заказа работы
Каталог работ (149577)
- Бакалаврская работа (38342)
- Диссертация (978)
- Магистерская диссертация (22138)
- Дипломные работы, ВКР (60355)
- Главы к дипломным работам (2138)
- Курсовые работы (10522)
- Контрольные работы (6265)
- Отчеты по практике (1357)
- Рефераты (1481)
- Задачи, тесты, ПТК (631)
- Ответы на вопросы (155)
- Статьи, Эссе, Сочинения (942)
- Бизнес-планы (51)
- Презентации (106)
- РГР (84)
- Авторефераты (РГБ) (1692)
- Диссертации (РГБ) (1882)
- Прочее (458)
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
