Спектрофотометрия затменной переменной И Геркулеса

В России первые си стемативеские наблюдения переменных звезд были начаты о 1870 1*. Э. Э .Яиндеманш. В 1875 г. С. П. Глазевап начал визуальные наблкдения перченных авезд. Он опубликовал ряды яаблкщенвй Алгола и дал подробную инструкцию для еаблэдениЗ оеременных авввд, а их обработки. Появление этой инструкции я активная, популяризаторская деятельность Рлазенапа способствовали развитию изучения переменных звезд в России. Особенно плодотворное была в дальнейшем деятельность ВЛГ"Царасойоро. Ё-го работы охватывают, главным образом, область визуальной фотометрии. В тридцатых годах нашего столетия большие работы по визуальной фотометрии провел Н. Ф. Флора.

Первые опыты фотографирования переменных эвезд была начаты А. А. Белопольским в 1883 г. Его работы продолжали: С. Ц. Блажо в Московской обсерватории, СЛ. Белявский в Симеизе, а Г"А.Тихов в Пулкове, Ряд точных фотографических исследований затменннх переменных фотографическим путем, в последнее время выполнены Н. И. Чудовнчевш, Я^.Ищенко, В. А. Кратом, ' С. В. Некраеовой и др.

В 1908 г. пионером русской колориметрии Г. А. Тиховш, был применен к эатаевиш иереаенаш метод фотографа рованая сквозь светофильтры, давший ту возможность открыть явление не одновременное тинаступлэвяя моментов ьдинвмумов аатменннх переменных в различных лучах, одновременно, а «Пнховш, этот эффект наб лед алея цордыаннш. Исследования Гихова, в дальвейшем, наши свое продоляевяе в работах С .И .Втявсеого, а З. Р. Иустеляв.

Евого исследований было, а освящено спектроскопии переменных звезд. А А. Велопсшьсяиб впервые доказал пр1шевн-ыость закона Дошшвра-5и80 к двйяонияы звезд в дал пра-вальву го интерпретацию своим многолетним наб леденили иояе-. баний душевых скоростей в епетешх Аягояя и^ Хупл^ Спектроскопические исследования затаенных переменных яаст-ли своз продолжение в работах Г. А.Ша8ва, 8.А. Альбяцкого, и. А .Мельникова, В, А#?Срата, а С. В, Некрасовой", Удобный способ вычисления эффективной тешоратуры спутника ао ©-по поверх" воствои яркости, был предложен Г. А. Шайвш.

Для косйогонии звездных оиотом большое Бааченве жъ-ют статистигаесвае исследования переменных звезд. Наиболее полвш статнотичэские исследования замшенных переменных в"-полнеш В.А.Щт*ш.

Больной интерес представляют теоретические исследования тесных двойных звезд, произведении®советскими учезы-Первый надежный штод интерпретации кривых блеска вввэд типа Алгола был дав в 1912 р. С. Л. Бланво. — 6 1924 г. С. В. Шарбе опубликовал оригинальный метод определения элементов оиотш. С 1931 по 1949 г. выходят ряд теоретичесеих работ В. А «Крата «посвященных оаьзш развообраз-вш вопросам теории двойных ввезд, Простой метод ренеаия правых блесна опубликовал Рееселя в 1912 г, 0 дальнейшем ке~ тод Ресселла был модифицирован яеенолькши авторша. Среди новых методов вужво отм едать метод В» А «Крата, как наиболее простой и наглядный.

Для облегчения анализа кривых блесна 6 т издав ряд таблиц О.В.Некрасовой" В.д.Кратом и др. Наибрлее полные и точные таблицы издаин в 1939 р. а 1947 п. б.П.Иесевичвм, внесший такие ряд улучшений в методику анализа кривых блеска.

Развитие фотоэлектрической фотометрии и получение весьма точных кривых блеска/создало возможность для разработки теории различных тонких эффектов /потемнение к кршо, эффект отражения, неподобие фигур компонент и др./. В СССР исследования этого рода выполнялись В.А.братом, М.Г.Одинцо-вш, Э. РЛИустелем я др.

Наши сведения о массах и плотностях звезд основаны на данных, пол ученных из исследования двойных ввезд. Открыта е белых карликов также связано е изучением двойных 8везд. Исследование физических характеристик двойных эвевд, а также их орбит, представляет интерес и с точки зрения космогонии. В некоторых случаях затыенные переменные дан®возможноеть. обнаружить вращение звезд вокруг оси. Зная скорость враще* ния из наблюдений и период вращения, мокио вьшолить диаметр звезд и «следовательно, абсолютные разиерн компонент, даже в, том случае «когда виден спектр только более яркой звезда.

Переменная ъь Геркулеса является одной из неиногих затьаенаых двойных, для которых велиоь фотометрические и спектрофотометрические наблюдения. Переменность Геркулеса (о (= 17*13*6, ¦ Л" +33°12' 1900 г.- быяа открыта в Ю69 г Шмидтом /I/. В течение ряда лет были сделшн только шюгочис ленные визуальныенабладения. Первая, фотографическая серия внефавальных наблюдений была сделана Векерои /2/ в 1913 г. Фотоэлектрические наблюдения Гутника, Навела, Бекера /3/ ототносятся s 1919;1922 г" Две новые серии фотоэлектрических наблюдений была сделаны ?{алдером /4/ в 1934 а 1937 гг.

Истинная природа изменена" блеска бша обнаружена только из с аейзроок оаических набладевий,'сделанных б! Ал пар е ясной обсерваторий в 1908 г. /5/, которые показали, что переменная является зашенной двойной с иериодш в В 1935 г.

В.А.Крат /6/ в Симеизе по спектрограшш, полученным е об" ек-тивной призмой, определил, что епуттш системы ztНмо относится s более позднеиу спектральному типу, чем плавная звезда. Этим же автором /7/ в 1939 поду бши получены щелевне спектрограммы w Км/ и исследованы линии некоторых элементов.

Данные, aояученные раэндаи авторами и равяичнша способам, не всегда согласуются между собою, поэтому представляв* интерес сопоставление. некоторых результатов наблюдений.

Рассматривая спектрографические исследования sa.

35 лет е ишэнта первого исследования этой звезды Бейерр^- в 1903 г. /5/ мы видим, что интенсивность лшзяй в спектре звезды ве остается постоянной. Бекер полупил 33 спектрограммы на Ме л л ооновском однопризменном спектрографе, lia этих с пек т рог ршыах,.

Кроме водородных и гелиевых линий, пригори ou! /хпъ измерений.

Vos аз алас ь только линия ионзаобанного углерода 4267- линий ионизованного каяыдия 3933, ионявованного магния 4481 обнарукепы, но очень слабш.

В.А.Крат в 1939 г. /7/ на метровой рефлекторе с одно-йризшжнш спектрографов (дисперсия 35,8 А/ш) получил.

А 1 О.

3и сиеятрограмм. На его спектрограммах линия ионизованного ' углерода 4267 очень слаба, линия ыагаая 4481 й кальция 3933 видны и пригодны для измерений. Но., яреме того, им обнару жена линия яониэованного кремния 4II6, которая равна по интенсивности линиям, А 4481 и, А 3933. Никаких указаний у Бекеша на наличие этой линий нея. В 1944 г" Сдат /8/ полу-пая 131 спектрограмму ^ с Брйсовсшш спектрографов «О дисперсия 30 к/ш ара. -Л 4500-, присоединённым к метроi всяду иеркскому рефрактору. На этих спектрограммах линия ионизованного крешшя 4116 очень слаба, линия магния 4оказалась одинаковой интенсивности в спея. тре главной звезды и спутника. Появление ионизованного креивия 4552 в спектрограммах Смита и отсутствие ее у В. АДрата обгоняется, пови-димому, разницей в плотностях на спектрограммах yrro-F-oi-:''- -i — ^icT/tai спектра. В.А.ТСрат применял боиыаио экспозиции и поэтому слабая линия ионизованного кромния 4552 оказалась недостаточно контрастной. -Ослабление линий ране©наблкдавшах-ся и появление новой линии Л 4116 может происходить в ре~ зультате долгоиериодических изменений в атмосферах звезд.

Оценка инт внешностей линий могла бы дать более точные указания на характер ах изменения •.

Основные результаты этой работы сводятся к следующему:

I .па основании двух обширных рядов спектрофот (c)метрических наблюдений иИла, подучено иадтвергдеше зависимости эффекта фазы от длины волны по широкому интервалу дяиь волн. Даиа решение задач" отражения для гипотезы серого тела. Доказано, что эта гипотеза достаточна для качественного об" ясиеная убывания эффекта отракешя с уменьшением длинн волны.

Применен метод интегрального определения эквивалентных ширин линяй на бесщелызых сиектрограшаах. Рассмотрено влияние дрожания на точность определения эквивалентных ширин этим способом.

3.Предложена модификация метода определения элементов сдст®ш шея сма-панного случая гипотез д.

Найдены относительные и абсолютное элемента системы У- ^ и ошибка этих ¿-элементов.

5.Нос троены точные формулы для определения экваториальной скорости вращения звезды по эффекту края*.

6.Разработан дифференциальный мотод определения потемневия к краю на дисках звезд — компонент. Достроены специальные", таблицы.

7. Показано, н& основании вычисления спектрофото^ метрических температур, что спутник обладает низкой теше-1 ратурой по сравнению с температурой обычных Взвезд. в. Показано, что система и. К^доляша находиться в неустойчивом состоянии. Из приливного выступа спутника происходит истечение материи. I.

9.В созвездии Геркулеса обнаружена две ассоциации, состоящие из & и Л звезд, в одну из которых входит переменная, и Илл* .

В заключение приношу глубокую благодарность проф. !З. Д. Крату за ценные советы при выполнении этой работы. К.