авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ  БИБЛИОТЕКА

АВТОРЕФЕРАТЫ КАНДИДАТСКИХ, ДОКТОРСКИХ ДИССЕРТАЦИЙ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ

Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов

На правах рукописи

Аввакумова Екатерина Анатольевна Исследование наблюдаемого распределения параметров тесных двойных звезд различных эволюционных классов 01.03.02 – Астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург – 2013

Работа выполнена в Федеральном государственном автономном образователь­ ном учреждении высшего профессионального образования ”Уральский феде­ ральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина”

Научный консультант:

кандидат физико-математических наук, доцент по специальности, ЛОКТИН Александр Васильевич

Официальные оппоненты:

БОБЫЛЕВ Вадим Вадимович, доктор физико-математических наук, заведующий лабораторией динамики Галактики Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук АНТОХИНА Элеонора Артуровна, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник отдела звездной астрофизики Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова

Ведущая организация:

Федеральное государственное бюджетное учреждение науки Институт астро­ номии Российской академии наук

Защита состоится 4 октября 2013 года в 11 час. 30 мин. на заседании диссерта­ ционного совета Д.002.120.01 Главной (Пулковской) астрономической обсер­ ватории Российской академии наук (ГАО РАН), по адресу:

196140, Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан « » 2013 года.

Ученый секретарь диссертационного совета Милецкий Евгений Викторович

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы Двойные звезды весьма многочисленны и являются одним из немно­ гих источников астрофизической информации об основных звездных пара­ метрах. С точки зрения полноты информации наиболее интересными являют­ ся затменные переменные системы, которые одновременно наблюдаются как спектроскопические двойные звезды. Именно совокупность фотометрических и спектральных наблюдений позволяет получать полный набор физических характеристик компонентов пары.

Большинство затменных систем относят к тесным парам. Компо­ нентами затменных тесных пар являются звезды самых разнообразных физи­ ческих свойств, взаимодействие между ними приводит к возникновению эво­ люционных стадий, которые просто невозможны в случае одиночных звезд.

Изучение физических параметров тесных двойных систем необходимо для проверки теории образования и эволюции звезд, дает возможность изучать строение звездных атмосфер, процессы аккреции, объяснять многообразие наблюдаемых типов звезд.

Исследования большого количества двойных систем, компоненты которых находятся на различных этапах эволюции, позволяют построить ста­ тистические или функциональные зависимости, связывающие эволюционный статус системы и физические характеристики ее компонентов. Таким обра­ зом, при достаточном количестве исследованных звезд возможно решение ”обратной” задачи: если известно, на какой стадии эволюции находится двой­ ная система, можно достаточно просто получить оценки физических парамет­ ров компонентов. Такая задача является актуальной, поскольку число откры­ тых затменных систем увеличивается достаточно быстро благодаря многочис­ ленным обзорам неба (OGLE, MACHO, ASAS-3 и т.д.). Для подавляющего большинства из них известен ограниченный набор наблюдаемых параметров, исследовать все такие системы привычными способами (анализ кривых луче­ вых скоростей и кривых изменений блеска) не представляется возможным.

Это приводит к необходимости разработки методов определения эволюцион­ ного класса независимым способом.

При разработке функциональных и статистических зависимостей между эволюционной стадией и физическими параметрами компонентов двой­ ной системы огромную роль играет точность, с которой получены характе­ ристики звезд. К сожалению, до сих пор существуют двойные системы, для которых даже при наличии фотометрических и спектральных наблюдений получить уверенные оценки характеристик компонентов затруднительно. К таким системам относятся контактные массивные системы ранних спектраль­ ных классов.

Значения физических параметров компонентов таких систем из­ вестны неуверенно. Это связано с присутствием в окрестностях систем газо­ вого вещества общей оболочки. Причинами образования общей оболочки в данных системах могут служить как аккреция вещества через внутреннюю точку Лагранжа, так и звездный ветер с поверхности обоих компонентов.

В данный момент нет математических моделей течения и распре­ деления газового вещества общей оболочки в контактных системах с OB ком­ понентами сравнимых масс, структура течения не рассматривается при моде­ лировании теоретических кривых блеска, следовательно физические парамет­ ры (радиусы, светимости, температуры) компонентов определяются неуверен­ но. Возникает необходимость изучить влияние околозвездного вещества вбли­ зи массивных компонентов контактных систем ранних спектральных классов на результаты фотометрических наблюдений.

Цель диссертационной работы 1) Создание каталога затменных переменных звезд CEV (Catalogue of Eclipsing Variables), который содержит наблюдаемые величины двойных систем (фотометрические данные о блеске, период, спектральные классы), а также их эволюционные классы, определенные в рамках оригинальных ис­ следований.



2) Анализ данных каталога CEV и разработка критериев опреде­ ления эволюционного класса затменных переменных систем по ограниченно­ му набору параметров, известных из наблюдений.

3) Определение эволюционного класса неклассифицированных си­ стем каталога на основе значений наблюдаемых параметров затменных пере­ менных звезд.

4) Анализ фотометрического проявления газовых потоков для кон­ тактных массивных систем ранних спектральных классов и выделение общего вклада околозвездной оболочки в наблюдаемые кривые изменения блеска.

Научная новизна Создан каталог наблюдаемых характеристик затменных перемен­ ных систем CEV, определение эволюционного класса которых может быть проведено по данным наблюдений. Каталог содержит 7179 затменных пере­ менных звезд и является на данный момент самым большим списком двойных систем с известным эволюционным состоянием компонентов.

Проведен анализ данных каталога и разработаны критерии ав­ томатического определения эволюционного класса затменных переменных звезд на основе значений их наблюдаемых параметров: амплитуд измене­ ния блеска, периода, спектральных классов и морфологического типа кривой блеска. Полученные критерии позволяют определять эволюционный класс за­ тменных переменных звезд даже в случае неполного набора параметров. Чис­ ло эволюционных классов, которые позволяет ”распознать” классификатор, равно 17.

Метод классификации применен к системам каталога, эволюци­ онный статус которых неизвестен (4748 систем). Процент успешно класси­ фицированных звезд достигает 74%. Для 198 систем не удалось определить эволюционный класс.

По результатам анализа данных каталога и классификации обна­ ружен ряд систем, применение критериев для которых неэффективно:

— незатменные системы, т.е. системы, переменность блеска кото­ рых вызвана изменением физических свойств звезд. При этом большинство этих звезд в ОКПЗ отмечены как затменные.

— Затменные переменные звезды с устаревшими и/или неправиль­ ными значениями наблюдаемых параметров.

— Затменные переменные звезды, значения наблюдаемых пара­ метров которых не позволяют отнести их ни к одному из известных эволюци­ онных классов, опубликованный эволюционный статус компонентов ненаде­ жен или не подтвержден. Все эти системы должны быть исследованы более детально на основе новых наблюдений (как фотометрических, так и спектро­ скопических).

— Затменные переменные звезды, компоненты которых находятся на редких эволюционных стадиях, а также редко наблюдаемые (из-за эффек­ тов селекции) системы. Эти объекты представляют интерес в качестве тестов теории звездной эволюции.

В рамках диссертации впервые проведен анализ результатов реше­ ния кривых блеска четырех массивных контактных систем LY Aur, BH Cen, SV Cen и V701 Sco, у всех четырех систем выделены фазовые интервалы, внутри которых фотометрические наблюдения звезд искажены присутствием газовой оболочки. Также показано, что в ряде случаев искажение излучения в общей оболочке может быть неселективно.

Теоретическая и практическая значимость Созданный каталог затменных переменных звезд CEV может быть использован для всестороннего (в т.ч. статистического) изучения таких си­ стем, а также для планирования наблюдений.

Полученные критерии определения эволюционного класса затмен­ ных переменных звезд могут быть использованы для классификации двой­ ных, обнаруженных в больших обзорах неба, а также для определения физи­ ческих параметров компонентов статистическими методами.

Системы, для которых критерии классификации оказались неэф­ фективными, могут быть использованы как критические тесты для провер­ ки теории звездной эволюции, как прототипы для новых классов двойных систем.

Все результаты, полученные при анализе результатов решения кривых блеска контактных массивных систем, могут быть использованы при разработке моделей, которые учитывают влияние газового вещества общей оболочки в окрестности систем на результаты фотометрических наблюдений.

Это, в свою очередь, позволит исследовать распределение и структуру газо­ вого вещества в окрестностях массивных контактных звезд и получать более точные оценки основных физических параметров компонентов.

Положения, выносимые на защиту На защиту выносятся следующие результаты:

1) каталог наблюдаемых параметров затменных переменных звезд CEV, содержащий также эволюционные типы систем, определенные незави­ симыми методами;

2) критерии определения эволюционного состояния компонентов затменных переменных звезд на основе значений их наблюдаемых парамет­ ров;





3) результаты классификации систем каталога CEV c неизвест­ ным эволюционным классом, а также списки систем, потенциально интерес­ ных для исследований и наблюдений;

4) анализ результатов решения кривых изменения блеска контакт­ ных массивных систем ранних спектральных классов LY Aur, BH Cen, SV Cen и V701 Sco;

фотометрические проявления околозвездного газового вещества, общие для четырех исследованных систем.

Степень достоверности и апробация результатов Научные результаты и выводы достоверны, так как основаны на наблюдательных данных и современных объективных методах исследования, признанных как российскими, так и зарубежными учеными. Сравнительный анализ полученных результатов с опубликованными результатами других ав­ торов показывает удовлетворительное согласие, что является подтверждени­ ем достоверности результатов.

Результаты работы докладывались на объединенных научных се­ минарах кафедры астрономии и геодезии и астрономической обсерватории им. К. А. Бархатовой Уральского федерального университета, на семинаре Института астрономии РАН, на семинаре лаборатории Композиционных ме­ тодов и средств построения информационных систем Института проблем ин­ форматики РАН, на семинаре ”Фундаментальные вопросы исследования и классификации тесных двойных систем в эпоху HIPPARCOS-GAIA” Коуров­ ской астрономической обсерватории, а также были представлены на следую­ щих конференциях:

— 32-я, 34-я, 35-я, 37-я, 40-я Международные студенческие науч­ ные конференции, Екатеринбург, Коуровская астрономическая обсерватория;

— ”Astronomical data analysis software and systems (ADASS) XIII”, Strasbourg, France, 12 — 15 October, 2003;

— ”Solar and stellar physics through eclipses”, Ankara University, ORSEM Campus, Side, Antalya, Turkey, 27 — 29 March, 2006;

— ”Binary stars as critical tools and tests in contemporary astrophysics”, Prague, Czech Republic, 22 — 25 August, 2006;

— Всероссийская астрономическая конференция ”Космические ру­ бежи XXI века — ВАК 2007”, Казань, 17 — 22 сентября 2007 г.;

— International workshop ”Double and multiple stars: dynamics, physics, and instrumentation”, Santiago de Compostela, Spain, 10 — 11 December 2009;

— ”The third international school in astronomy: astroinformatics — virtual observatory”, Belgrade, Serbia, 29 June — 01 July 2010;

— Всероссийская астрономическая конференция ”От эпохи Гали­ лея до наших дней — ВАК 2010”, Нижний Архыз, 12 — 18 сентября 2010 г.;

— International workshop ”Binaries inside and outside the local interstellar bubble”, Santiago de Compostela, Spain, 10 — 11 February 2011;

— Научная конференция ”Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы”, ГАИШ МГУ, Москва, 28 мая — 1 июня 2012 г.;

— XIth Hvar Astrophysical colloquium ”The most mysterious binaries:

significance for astrophysics”, Hvar, Croatia, 2 — 6 July 2012;

— ”Pro-Am conference on stellar astrophysics: double stars, pulsating stars, exoplanets, supernovae”, Onet le Chateau, Rodez, France, 28 September — 1 October 2012;

— Всероссийская молодежная астрономическая конференция ”На­ блюдаемые проявления эволюции звезд”, Нижний Архыз, 15 — 19 октября 2012 г.

Личный вклад автора В работах, посвященных каталогу затменных двойных систем ( глава диссертации), автор принимала участие в проверке актуальности ме­ тода классификации Свечникова и др. [1], самостоятельно выполняла ком­ пиляцию каталога по данным ОКПЗ [2], поиск и обновление данных по ори­ гинальным работам, статистический анализ данных каталога;

составила спи­ сок объектов, требующих наблюдений и/или дополнительных исследований, участвовала в постановке задачи и обсуждении результатов.

В работах, посвященных критериям классификации затменных пе­ ременных систем (3 глава) автор занималась разработкой критериев класси­ фикации, их проверкой, а также их применением для определения эволюци­ онного класса неклассифицированных систем каталога.

Результаты этих глав опубликованы в работах [2*,3*,5*–8*,15*].

В работах, посвященных исследованию фотометрических проявле­ ний газовых потоков в контактных массивных системах ранних спектральных классов (4 глава диссертации), автор составила выборку систем для анализа, нашла решение доступных кривых изменений блеска для каждой из систем, провела анализ кривых остаточных уклонений, принимала участие в обсужде­ нии полученных результатов. Основные результаты 4-ой главы опубликованы в работах [1*,4*,9*–14*].

Структура и объем диссертации Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, спис­ ка использованных источников (258 наименований) и четырех приложений.

Полный объем диссертации 190 страниц машинописного текста, включая при­ ложения, список литературы, 35 рисунков и 20 таблиц.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ ДИССЕРТАЦИИ Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, сформулированы цели и задачи работы, ее научная новизна и прак­ тическая значимость, обоснована актуальность. Дается список результатов и положений, выносимых на защиту. Также приводится список публикаций по теме диссертации, личный вклад автора в совместные работы, апробация основных результатов. Рассматривается структура, объем и содержание дис­ сертации.

Глава 1 посвящена методам исследования и определения эволю­ ционной стадии, на которой находятся тесные двойные звезды.

В разделе 1.1 рассматривается классификация двойных звезд по методам обнаружения двойственности: затменные переменные, спектральные двойные, визуально-двойные и астрометрические. Отмечено, что совокупность спектральных наблюдений (кривые лучевых скоростей) и фотометрических наблюдений (кривые изменения блеска вследствие затмений) позволяет пол­ ностью описать свойства как двойной системы, так и ее компонентов.

В разделе 1.2 кратко изложена динамическая эволюция компо­ нентов тесной двойной системы в модели эквипотенциальных поверхностей (поверхностей Роша). Перечислены основные ограничения, накладываемые на свойства двойной в этом случае. Указано, что тесные двойные звезды можно разбить на три класса: разделенные, полуразделенные и контактные.

Также дано описание физической классификации тесных двойных, которая учитывает не только отношение радиусов компонентов к радиусам критиче­ ских полостей Роша, но также и положение компонентов тесных систем на диаграмме (MV, B-V).

Современная последовательность эволюционных классов разделен­ ных, полуразделенных и контактных систем дана в разделе 1.3.

В разделе 1.4 показано, что процедуры определения физических параметров компонентов двойной системы зависят от эволюционного класса системы, так как именно он определяет модель, используемую для анализа наблюдений. Сделан вывод о необходимости разработки методов определения эволюционного класса звезд. Рассмотрена схема классификации затменных переменных звезд и определение их эволюционного класса в зависимости от значений только наблюдаемых характеристик, предложенная Свечниковым и др. [1]. Упомянуты основные достоинства и недостатки метода.

Раздел 1.5 посвящен особенностям массивных контактных звезд ранних спектральных классов: наблюдаемым проявлениям процессов аккре­ ции и потери вещества, а также их влиянию на эволюцию компонентов таких систем.

Вторая глава посвящена каталогу затменных переменных двой­ ных систем и статистическому анализу данных каталога. Обосновывается необходимость использования автоматических схем определения эволюцион­ ного класса затменных систем по их наблюдаемым характеристикам. Изло­ жены результаты проверки актуальности схемы классификации Свечникова и др. [1] на выборке наблюдаемых параметров затменных звезд на основе ОКПЗ [2]. Показано, что применение данной схемы позволяет однозначно определить эволюционный тип только для 40%–50% звезд. Это обосновыва­ ет необходимость усовершенствования критериев для определения классов затменных систем.

Раздел 2.1 посвящен процессу компиляции каталога, содержаще­ го наблюдаемые характеристики и эволюционные классы затменных систем.

В подразделе 2.1.1 перечислены основные параметры звезд, представленные в каталоге, а также использованные источники информации. В качестве ос­ новного источника использован ОКПЗ [2]. Для 1783 систем данные частично были взяты из оригинальных работ. Обнаружено, что переменность 29 си­ стем, имеющих тип E в основной части ОКПЗ, обусловлена не затмениями.

Эти системы вынесены в отдельный список. В подразделе 2.1.2 перечисле­ ны источники информации об эволюционных классах систем. Использованы каталоги систем различных типов. Эволюционный класс систем в каталогах был определен авторами по оригинальным фотометрическим и спектроско­ пическим исследованиям.

Раздел 2.2 посвящен статистическому анализу распределений на­ блюдаемых параметров систем каталога различных эволюционных классов.

В подразделе 2.2.1 представлено распределение классифицированных систем каталога в зависимости от морфологического типа кривой блеска. Как и сле­ довало ожидать, разделенные и полуразделенные системы имеют типы EA или EB, в то время как кривые блеска всех контактных систем (за исклю­ чением близких к контакту систем) принадлежат к EW морфологическому типу. В подразделе 2.2.2 показано распределение систем различных классов в зависимости от значений амплитуды главного и вторичного затмения A1, A относительно теоретических соотношений для систем с компонентами равных температур, равных радиусов, систем с одинаковыми компонентами и систем с компонентами на главной последовательности. Глубина главного затмения большинства разделенных систем не превышает 1m.5, а глубина вторичного затмения больше 0m.4 только для разделенных систем главной последова­ тельности. Среди полуразделенных систем каталога практически нет таких, глубина вторичного затмения которых превышала бы 0m.6, с другой стороны, амплитуда изменения блеска главного затмения у полуразделенных систем достигает 3m и может быть больше. Среди контактных систем преобладают те, у которых разница глубин минимумов невелика. Максимальные значе­ ния амплитуды как главного, так и вторичного затмения примерно равны 1m. Также выделен ряд маргинальных систем, соотношение значений A1 и A2 которых отличаются от большинства систем каталога. В подразделе 2.2. рассмотрено распределение систем различных классов в зависимости от зна­ чения орбитального периода и амплитуды главного минимума. Показано, что периодами больше 100 дней обладают только разделенные системы с компо­ нентами на поздних стадиях эволюции. Орбитальные периоды полуразделен­ ных и разделенных систем, как правило, больше суток, но не превышают 50d.

Периоды подавляющего большинства контактных систем меньше 1 дня, за исключением контактных систем с массивными компонентами ранних спек­ тральных классов. Среди систем каталога найдены звезды с нехарактерными для своего класса значениями периодов. Подраздел 2.2.4 посвящен изучению распределения систем различных классов в зависимости от характера пере­ менности периода. Показано, что большинство систем, имеющих какие-либо изменения периода, принадлежат к полуразделенным или контактным си­ стемам поздних спектральных классов. У половины этих систем изменения орбитальных периодов имеют циклический характер. Отмечено также, что в настоящий момент по данным каталога сложно делать выводы о причи­ нах циклических изменений периода (присутствие третьего тела в системе и/или магнитная активность компонентов) из-за недостатка информации о спектральных классах и ряде других параметров. В подразделе 2.2.5 при­ ведено распределение систем различных эволюционных классов с известной фазой вторичного минимума MinIIMinI, если она отлична от 0.5P, а также с неравной продолжительностью затмений. Эти параметры являются инди­ каторами некруговых орбит. Указано, что примерно 75% от общего числа классифицированных систем каталога со сдвигом момента вторичного мини­ мума относительно фазы 0.5P принадлежат к разделенным системам глав­ ной последовательности. Подавляющее большинство из них имеют орбиты с ненулевым эксцентриситетом. То же самое касается и систем с неравной про­ должительностью минимумов: примерно 80% от общего числа классифициро­ ванных систем с неравными друг другу значениями DI и DII входят в класс разделенных систем главной последовательности. Отмечено, что все систе­ мы, принадлежащие к другим эволюционным классам и имеющие в каталоге значения разности MinIIMinI= 0.5 или DI=DII, проверены по литературе и собраны в отдельный список. В подразделе 2.2.6 показано распределение классифицированных систем каталога в зависимости от спектрального клас­ са более горячего компонента и периода. Спектральный класс более горячего компонента разделенных систем может быть любым: от O до К, в редких слу­ чаях — позднее. Распределние спектрального класса горячего компонента по­ луразделенных систем более интересно: компоненты–белые карлики (темпе­ ратуры соответствуют классам O и редко — B) входят в состав катаклизмиче­ ских систем (тип S2C), компоненты горячих полуразделенных систем имеют спектральные классы от B0 до B5. В диапазоне спектров от B5 до F9 нахо­ дятся все классические алголи. Самыми поздними спектральными классами главного компонента обладают холодные полуразделенные системы (SC). Та­ ким образом, распределение спектральных классов более горячих компонен­ тов полуразделенных систем выглядит как непрерывная последовательность эволюционный тип—спектральный класс. Распределение спектральных клас­ сов контактных систем с учетом значений периодов в некотором приближе­ нии можно описать линейной зависимостью: чем меньше орбитальный пери­ од системы, тем позднее спектральный класс главного компонента. Самыми ранними спектральными классами и самыми длинными периодами обладают контактные системы с массивными компонентами большой светимости. За ними следуют контактные системы с компонентами умеренных масс и спек­ тральных классов в диапазоне от позднего O до позднего B. Периоды таких систем меньше, чем у систем с компонентами-гигантами. Близкие к контакту системы, а также подтип A CW систем обладают в среднем еще меньшими периодами и более поздними спектральными классами (от A до G). Нижнюю часть распределения занимают системы подтипа W класса CW: наиболее ко­ роткие периоды и спектр главного компонента от G и позднее. Также отмечен ряд систем, соотношение периода и спектрального класса более горячего ком­ понента которых отклоняется от общей картины. Такие системы выделены в отдельный список. В подразделе 2.2.7 исследовано распределение разде­ ленных, полуразделенных и контактных систем каталога в зависимости от значений спектральных классов обоих компонентов. Поскольку в каталоге в качестве главного компонента выбрана более горячая звезда пары, то на диа­ грамме Sp1 –Sp2 все системы лежат выше биссектрисы Sp1 =Sp2. Большинство разделенных систем с компонентами на главной последовательности, а так­ же почти все подклассы контактных систем не отклоняются значительно от биссектрисы. Системы, в состав которых входит как минимум одна проэво­ люционировавшая от главной последовательности звезда, лежат значительно выше биссектрисы.

В разделе 2.3 обобщены результаты анализа данных каталога и приведены критерии, позволяющие определить эволюционный класс компо­ нентов затменных переменных систем на основе значений их наблюдаемых параметров: морфологической формы кривой блеска, амплитуд изменения блеска, орбитального периода и спектральных классов и классов светимости одного или обоих компонентов. Отмечено, что увеличение числа классифици­ рованных систем не приводит к значительному изменению диапазонов значе­ ний таких параметров, как амплитуды минимумов, периоды, спектральные классы. В отличие от метода Свечникова и др. [1], предложенные критерии позволяют разделить выборку затменных переменных систем на 17 различ­ ных эволюционных классов. Также разработанные критерии предполагают использование дополнительной информации, известной из наблюдений (хро­ мосферная активность, фаза вторичного минимума, характер изменения пе­ риода) при определении эволюционных классов некоторых систем.

В разделе 2.4 обобщены основные результаты, полученные в гла­ ве 2.

Третья глава посвящена классификации затменных переменных систем на основе значений их наблюдаемых параметров.

В разделе 3.1 рассмотрен способ вычисления вероятности того, что классификация системы проведена верно. Оценка вероятности позволяет определить эволюционный класс системы в том случае, когда наблюдаемые параметры позволяют отнести двойную систему сразу к нескольким классам.

Следующий раздел 3.2 посвящен проверке эффективности кри­ териев классификации. Для проверки была проведена переклассификация систем каталога с известным эволюционным классом. Перекласификация по­ казала, что эффективность критериев зависит от набора используемых пара­ метров: при полном (и почти полном) наборе процент правильно классифици­ рованных систем достигает 83%. Кратко рассмотрены причины, по которым в ряде случаев эффективность критериев может быть ниже. Также в разде­ ле приведены результаты применения критериев для каждого эволюционного класса. Отмечено, что для систем контактных классов эффективность кри­ териев классификации минимальна.

В разделе 3.3 представлены результаты определения эволюцион­ ного класса неклассифицированных систем каталога. Показано, что при ис­ пользовании полного набора параметров успешно могут быть классифици­ рованы до 74% систем. Отмечено, что не всегда возникает необходимость использования для классификации полного набора параметров. Приведены примеры эффективной классификации при отсутствии некоторых наблюдае­ мых параметров. Также рассмотрены примеры систем, для которых наличие определенных наблюдаемых параметров является ключевым: в отсутствие информации об этих параметрах критерии классификации будут неэффек­ тивны.

Раздел 3.4 посвящен затменным переменным звездам, которые не были классифицированы при помощи разработанных критериев:

— незатменные системы (подраздел 3.4.1);

— системы с устаревшими и/или неверными данными (подраздел 3.4.2);

— системы с противоречивой классификацией (подраздел 3.4.3);

— системы с компонентами, находящимися на редких (или редко­ наблюдаемых) эволюционных стадиях (подраздел 3.4.4).

В разделе 3.5 обобщены основные результаты, полученные в гла­ ве 3.

В четвертой главе представлено исследование влияния газового вещества общей оболочки на наблюдаемые фотометрические кривые измене­ ния блеска контактных массивных систем ранних спектральных классов.

Раздел 4.1 посвящен характеристикам исследуемых объектов: че­ тырем контактным массивным системам ранних спектральных классов LY Aur, BH Cen, SV Cen и V701 Sco. В подразделах 4.1.1—4.1.4 обсуждаются ос­ новные физические параметры компонентов каждой из систем, рассмотрены наблюдаемые проявления околозвездного газового вещества.

В разделе 4.2 дается понятие кривой остаточных уклонений и обос­ новывается целесообразность анализа остаточных уклонений для определе­ ния степени искажения фотометрических наблюдений околозвездным веще­ ством. В подразделе 4.2.1 представлена модель двойной системы, которая была использована при расчете теоретических кривых блеска исследуемых звезд. Подраздел 4.2.2 содержит краткое описание обработки выборок оста­ точных уклонений и метода сравнения кривых при помощи корреляционного анализа.

Раздел 4.3 полностью посвящен результатам анализа кривых оста­ точных уклонений четырех исследованных звезд, а также их обсуждению.

В подразделе 4.3.1 приведены кривые остаточных уклонений для LY Aur в фильтрах UBV и коэффициенты линейной корреляции между ними. Показа­ но, что степень линейной корреляции высока. В подразделе 4.3.2 показаны кривые остаточных уклонений для BH Cen, построенные по наблюдениям двух разных эпох. Получены коэффициенты корреляции для кривых оста­ точных уклонений каждой эпохи по отдельности, а также проведено срав­ нение кривых остаточных уклонений двух эпох наблюдения между собой.

Отмечено, что за период наблюдений системы происходит изменение распре­ деления газового вещества вблизи системы, а получаемые из анализа фото­ метрических кривых блеска оценки радиусов зависят от этого распределения.

Также указано, что степень влияния газового вещества на собственное излу­ чение звезд зависит от фотометрической полосы наблюдения. В подразделе 4.3.3 представлены кривые остаточных уклонений SV Cen для двух эпох на­ блюдений. Исследованы кривые остаточных уклонений для каждой из эпох наблюдений, а также проведено сравнение остаточных уклонений двух эпох наблюдений между собой. Отмечено, что степень влияния околозвездного вещества на собственное излучение звезд практически не зависит от фото­ метрической полосы, а распределение вещества вблизи компонентов может изменяться с течением времени. В подразделе 4.3.4 содержится исследование кривых остаточных уклонений двух эпох наблюдений V701 Sco, рассчитаны коэффициенты корреляции для каждой эпохи по отдельности, а также между остаточными уклонениями двух эпох. Показано, что искажение собственного излучения звезд в околозвездном веществе селективно. Также отмечено, что отсутствует стационарное состояние общей оболочки на интервале времени между двумя эпохами наблюдений.

В разделе 4.4 даны результаты сравнения кривых остаточных укло­ нений четырех звезд между собой. В подразделе 4.4.1 рассмотрен способ вы­ бора данных для сравнения, а также методика, по которой остаточные укло­ нения четырех звезд сравнивались. Показано, что кривые остаточных уклоне­ ний всех 4-х звезд можно разбить на три фазовых интервала, внутри которых и было проведено сравнение и рассчитаны коэффициенты корреляции. В под­ разделе 4.4.2 суммированы результаты сравнения кривых остаточных укло­ нений 4-х звезд внутри первого фазового интервала: 0P–0.3P. Анализ кривых остаточных уклонений на первом фазовом интервале показал, что существует линейная связь между остаточными уклонениями LY Aur, BH Cen эпохи года и SV Cen, которая наиболее уверенно выделяется в видимом диапазоне.

Искажение излучения при этом может быть в большей степени неселективно.

Кроме того, могут существовать общие механизмы в оболочках в окрестно­ сти BH Cen эпохи 1968 года, SV Cen и V701 Sco эпохи 1986 года, приводящие к селективному искажению излучения (наиболее эффективному в синей и ультрафиолетовой области). В подразделе 4.4.3 проведено сравнение кривых остаточных уклонений звезд на втором фазовом интервале: 0.3P–0.6P. Во втором фазовом интервале на большинстве кривых остаточных уклонений присутствует общая деталь: минимум вблизи фазы 0.4P. Его глубина на всех кривых остаточных уклонений зависит от фильтра, что указывает на общие селективные механизмы искажения излучения. Глубина минимума также раз­ лична у разных звезд, что характеризует степень влияния общих селективных механизмов на наблюдения различных звезд. Наиболее уверенно общее вли­ яние искажения излучения проявляется на кривых остаточных уклонений LY Aur и SV Cen, в меньшей степени — на кривых остаточных уклонений BH Cen, а также на кривых V701 Sco эпохи наблюдения 1986 года. Подраз­ дел 4.4.4 посвящен совместному анализу кривых остаточных уклонений на третьем фазовом интервале: 0.6P–1P. Отмечено, что общие механизмы иска­ жения излучения выделяются на остаточных уклонениях LY Aur, SV Cen и BH Cen эпохи 1982 года. Искажение излучения при этом скорее всего являет­ ся селективным, поскольку у всех трех звезд на данном фазовом интервале прослеживаются изменения кривых остаточных уклонений при переходе от одного фильтра к другому. Кроме того, анализ всех коэффициентов корре­ ляции показывает, что в данном фазовом интервале возможно выделить про­ явление двух типов общих механизмов искажения излучения. Первый тип наиболее эффективен в ультрафиолетовой области спектра, второй — в види­ мой области. Степень влияния каждого из них на наблюдения исследуемых звезд различна.

В разделе 4.5 обобщены основные результаты, полученные в гла­ ве 4.

В Заключении суммируются основные результаты работы, вы­ носимые на защиту, приведены выводы, а также обсуждаются перспективы дальнейших исследований.

Диссертационная работа включает в себя также 4 приложения.

В приложении A приведена таблица формата представления данных в каталоге.

В приложение Б вынесен список систем, которые, по данным ОКПЗ, имеют один из типов E, EA, EB или EW, однако, согласно иссле­ дованиям других авторов (как правило, более свежим, чем данные ОКПЗ), принадлежат к переменным других типов или же вообще не являются пере­ менными. Всего представлена информация о 30 звездах.

Приложение В содержит список систем, наблюдательные пара­ метры которых не позволяют однозначно определить эволюционный класс системы. Перечисленные системы, как правило, требуют проведения допол­ нительных наблюдений и исследований. Список содержит 39 систем.

В приложении Г дан список систем, определение эволюционного класса которых затруднительно из-за особенностей эволюции компонентов в таких системах. Всего в приложении собрана информация о 55 затменных переменных системах.

Благодарности Работа была выполнена при финансовой поддержке некоммерче­ ского фонда ”Династия”, Федерального агентства по образованию, (гос. кон.

N П540 от 05.08.2009 и N П919 от 20.08.2009), Федерального агентства по нау­ ке и инновациям, (гос. кон. N 02.740.11.0247 от 07.07.2009) в рамках ФЦП "На­ учные и научно-педагогические кадры инновационной России"на 2009- годы, гранта 12-07-00528 РФФИ, ФЦП ”Исследования и разработки по при­ оритетным направлениям развития научно-технологического комплекса Рос­ сии на 2007-2012 годы” (гос. кон. N 16.518.11.7074), ”Исследования и разработ­ ки по приоритетным направлениям развития научно-технологического ком­ плекса России на 2007-2013 годы” (гос. кон. N 14.518.11.7064), а также при финансовой поддержке молодых ученых УрФУ в рамках реализации про­ граммы развития УрФУ.

Работа выполнена с использованием баз данных SIMBAD и VizieR Страсбургского центра астрономических данных, международной базы дан­ ных переменных звезд VSX AAVSO, а также библиографической базы дан­ ных ADS NASA.

СПИСОК ПУБЛИКАЦИЙ 1* Снегирева Е. А. Исследование тесной массивной двойной системы LY Aur // Физика космоса. — Тр. 32-й Международ. студ. науч. конф., Ека­ теринбург, 3 — 7 февр. 2003 г. — Екатеринбург : Изд-во Урал. ун-та, 2003. — С. 53.

2* Аввакумова Е. А., Тучин М. С. Создание каталога затменных пере­ менных систем // Физика космоса. — Тр. 34-й Международ. студ. на­ уч. конф., Екатеринбург, 31 янв. — 4 февр. 2005 г. — Екатеринбург :

Изд-во Урал. ун-та, 2005. — С. 233.

3* Malkov O. Y., Kilpio E. Y., Snegireva E., Tuchin M. Information system on binary stars // Astronomical Data Analysis Software and Systems (ADASS) XIII / Ed. by F. Ochsenbein, M. G. Allen, D. Egret. — Vol. of Proc. ASP conf. ser., Strasbourg, France, 12 — 15 Oct., 2003. — San Francisco : ASP Conf. Ser., 2004. — P. 233–236.

4* Аввакумова Е. А. Анализ результатов синтеза кривых блеска массив­ ных тесных двойных систем // Физика космоса. — Тр. 35-й Междуна­ род. студ. науч. конф., Екатеринбург, 30 янв. — 3 февр. 2006 г. — Екате­ ринбург : Изд-во Урал. ун-та, 2006. — С. 240.

5* Malkov O. Y., Oblak E., Snegireva E. A., Torra J. A catalogue of eclipsing variables // Astron. Astrophys. — 2006. — Vol. 446. — P. 785–789.

6* Malkov O. Y., Oblak E., Avvakumova E. A., Torra J. A procedure for the classification of eclipsing binaries // Astron. Astrophys. — 2007. — Vol. 465. — P. 549–556.

7* Malkov O. Y., Oblak E., Avvakumova E. A., Torra J. Classification of eclipsing binaries // Solar and Stellar Physics Through Eclipses / Ed. by O. Demircan, S. O. Selam, B. Albayrak. — Vol. 370 of Proc. ASP conf. ser., Ankara University, ORSEM Campus, Side, Antalya, Turkey, 27 — 29 March, 2006. — San Francisco : ASP Conf. Ser., 2007. — P. 181–187.

8* Oblak E., Malkov O. Y., Avvakumova E. A., Torra J. Procedure for the classification of eclipsing binaries // Binary stars as critical tools and tests in contemporary astrophysics / Ed. by W. I. Hartkopf, E. F. Guinan, P. Harmanec. — Vol. 240 of Proc. IAU Symp., Prague, Czech Republic, 22 — 25 Aug., 2006. — 2007. — P. 265.

9* Аввакумова Е. А. Анализ результатов решения кривых изменения блеска тесных массивных двойных систем // Космические рубежи XXI века — ВАК 2007. — Тр. Международ. астрон. конф, Казань, 17 — 22 сент.

2007 г. — Казань : Изд-во Казанского гос. ун-та, 2007. — С. 218.

10* Аввакумова Е. А. Тесная массивная двойная система раннего спектраль­ ного класса V701 Скорпиона // Физика космоса. — Тр. 37-й Междуна­ род. студ. науч. конф., Екатеринбург, 28 янв. — 1 февр. 2008 г. — Екате­ ринбург : Изд-во Урал. ун-та, 2008. — С. 248.

11* Аввакумова Е. А. Анализ результатов решения фотометрических кри­ вых блеска тесных OB-звезд // От эпохи Галилея до наших дней — ВАК 2010. — Тр. Международ. астрон. конф, Нижний Архыз, 12 — 18 сент.

2010 г. — 2010. — С. 87.

12* Аввакумова Е.А. Анализ результатов решения фотометрических кривых блеска контактных массивных двойных OB звезд. LY Возничего, BH Цен­ тавра, SV Центавра // Астрон. журн. — 2010. — Т. 87, № 1. — С. 20–32.

13* Аввакумова Е. А. Анализ результатов решения фотометрических кри­ вых блеска контактных массивных двойных OB звезд. V701 Скорпио­ на // Астрон. журн. — 2010. — Т. 87, № 10. — С. 1021–1029.

14* Аввакумова Е. А. Исследование фотометрического проявления газовых потоков в тесных массивных двойных системах ранних спектральных классов // Физика космоса. — Тр. 40-й Международ. студ. науч. конф., Екатеринбург, 31 янв. — 4 февр. 2011 г. — Екатеринбург : Изд-во Урал. ун­ та, 2011. — С. 311.

15* Malkov O. Y., Avvakumova E. A. Classification of eclipsing binaries:

attractive systems // Cent. Eur. Astrophys. Bull. — 2013. — Vol. 37. — P. 173–185.

СПИСОК ИСПОЛЬЗОВАННЫХ ИСТОЧНИКОВ 1 Свечников М. А., Истомин Л. Ф., Грехова О. А. Разработка и применение простых критериев для массовой классификации затменных переменных звезд. I. Разработка критериев для массовой классификации затменных переменных звезд // Переменные звезды. — 1980. — Т. 21, № 3. — С. 399–412.

2 Samus N. N., Durlevich O. V., Kazarovets E. V. et al. General Catalogue of Variable Stars (Samus+ 2007-2010) // VizieR Online Data Catalog. — 2009. — Vol. 1. — P. 2025. http://esoads.eso.org/abs/2009yCat....102025S.



 

Похожие работы:





 
2013 www.netess.ru - «Бесплатная библиотека авторефератов кандидатских и докторских диссертаций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.