Помощь в написании студенческих работ
Антистрессовый сервис

Спектральные и фотометрические исследования четырех симбиотических звезд YY Her, V443 Her, AS 338 и V407 Cyg

Диссертация: Спектральные и фотометрические исследования четырех симбиотических звезд YY Her, V443 Her, AS 338 и V407 Cyg
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Установлено, что холодный компонент V407 Cyg является миридой с амплитудой АК < 1Ш, окруженной оптически тонкой силикатно-графитовой пылевой оболочкой. Уточнен период пульсации Р = 745d. При возможной нестабильности периода пульсаций на короткой временной шкале его среднее значение не менялось заметно на протяжении последних 50 лет. За 15 лет (до 1998 г.) средний уровень ИК-блеска мириды возрос… Читать ещё >

Спектральные и фотометрические исследования четырех симбиотических звезд YY Her, V443 Her, AS 338 и V407 Cyg (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

Содержание

  • Глава 1. Методы определения физических параметров горячего компонента и туманности
  • Описание модели горячая звезда — туманность
  • Модель туманности с неполным поглощением Lc-квантов
  • Методы определения температуры горячего компонента
  • Фазовые изменения распределения энергии в УФ-диапазоне для затменных симбиотических звезд
  • Глава 2. Классическая симбиотическая звезда YY Her
  • Наблюдения
  • Переменность
  • Горячий компонент
  • Спектральные наблюдения YY Her в УФ-диапазоне в спокойном и активном состояниях
  • Оптическая спектрофотометрия YY Her на стадии развития яркой вспышки 1993 г. и 34 возврата звезды к спокойному состоянию — :-- .-Л
  • Спектральные наблюдения с высоким разрешением -,.. «'У -, v
  • Холодный компонент
  • Обсуждение
  • Выводы
  • Глава 3. Классическая симбиотическая звезда AS 338 Переменность
  • Кривые блеска
  • Показатели цвета
  • Холодный компонент 63 Горячий компонент и туманность
  • Спектрофотометрические наблюдения AS 338 в оптическом и УФ-диапазоне
  • Спектральные наблюдения с высоким разрешением
  • Обсуждение
  • Выводы
  • Глава 4. Симбиотическая мирида V407 Cyg
  • Холодный компонент
  • Пылевая оболочка
  • Горячий компонент
  • Обсуждение
  • Выводы
  • Глава 5. Симбиотическая новая V443 Her
  • Переменность
  • Горячий компонент
  • Выводы

Симбиотические звезды представляют собой небольшой класс объектов, имеющих сложные спектры, где наряду с полосами поглощения ТЮ имеются эмиссионные линии. В их спектрах были обнаружены линии, характерные для туманностей ([ОШ], [Neffl] и т. п.), линии однократно ионизованных металлов, а также запрещенные линии высокой ионизации (например: [FeVIII]). Все известные к настоящему моменту времени симбиотические звезды являются переменными с периодами в несколько сотен дней (Боярчук, 1970).

Наблюдаемые особенности спектров и кривых блеска подтверждают гипотезу Хогга (1934 г.) о том, что симбиотические звезды — класс взаимодействующих двойных, состоящих из холодного гиганта, горячей компактной звезды и туманности. В атмосфере холодного гиганта возникает спектр поглощения, а эмиссионные линии образуются в различных областях туманности. Наличие горячего компонента во многих симбиотических системах было подтверждено наблюдениями в УФ диапазоне (см. Миколаевска и др., 1988).

Симбиотические звезды представляют собой относительно кратковременный, но чрезвычайно важный и богатый своими астрофизическими проявлениями этап в эволюции двойных звездных систем умеренных масс с начальными периодами обращения 1−100 лет.

По своему эволюционному статусу эти системы лежат между нормальными невзаимодействующими двойными (чьи компоненты лежат на Главной Последовательности) и сильно проэволюционировавшими объектами: двойными ядрами планетарных туманностей и двойными белыми карликами. Существуют две наиболее популярные модели, позволяющие построить синтетический спектр, характерный для симбиотических звезд (см. Ливио и др., 1989 и ссылки тамКенион и др., 1991). Первая модель содержит красный гигант, заполнивший свою полость Роша. В этом случае происходит перекачка вещества на горячий компонент (маломассивную звезду Главной Последовательности) через внутреннюю точку Лагранжа. Процесс идет с формированием мощного аккреционного диска. Во втором случае красный гигант не заполняет полость Роша, а горячий компонент представляет собой центральную звезду планетарной туманности. В этом случае горячий субкарлик аккрецирует вещество из ветра красного гиганта. Вероятно, что примером реализации первой модели является CI Cyg, однако и в этом случае классификация не может быть однозначной (см. Кенион и др., 1991 и Миколаевска, 1996). Спектры большинства симбиотических систем могут быть достаточно хорошо представлены в рамках второй модели. В исключительно редких случаях (V2116 Oph) компаньоном холодного компонента может быть нейтронная звезда (см. Доти и др., 1981). Таким образом, исследование симбиотических звезд непосредственно связано с другими областями астрофизики, занимающимися изучением таких объектов, как красные гиганты, планетарные туманности, Новые и Сверхновые звезды.

Основным признаком, объединяющим все подклассы симбиотических звезд (СЗ) в единый класс, служит сходство их холодных компонентов. По своим ИК-свойствам все СЗ делятся на подклассы: S — если ИК-показатели цвета соответствуют цветам нормальных красных гигантов, D — если наблюдается избыток цвета, связанный с пылевой оболочкой.

Основные отличительные особенности этих подклассов приведены в табл. 1. Как правило, D-системы в качестве холодного компонента содержат мириды с периодами Р ~ 300−600d.

Желтые СЗ содержат холодные компоненты F, G, K или раннего R спектральных классов. Они также делятся на подклассы S и D'. В этом случае к S относится бедное металлами старое население гало (AG Dra, например).

Таблица 1. Основные отличительные особенности подклассов симбиотических звезд.

Класс Температура Темп потери массы Орбитальный период.

S Ts~3000−4000 К ~10″ 7 М0/год (если холодный компонент заполняет свою полость Роша, иначе <10″ 8Мв/год) Porb~ 500−1000″ .

D Td~ 1000 К 10″ 5М@/год Porb=? (для V1016 Cyg орбитальный период составляет 80 лет).

По характеру активности горячего компонента различают несколько типов симбиотических звезд:

1. Классические симбиотические звезды (их прототипZAnd). Кроме квазипериодических колебаний блеска, характерной чертой этого класса объектов являются новоподобные вспышки. Типичное развитие вспышки можно описать следующим образом. Нарастание блеска происходит в течение.

1−3 месяцев, а спад блеска длится несколько лет. Сильные вспышки с амплитудой в фильтре U до Зт повторяются через 10−30 лет.

2. Симбиотические новые. В этом случае наблюдается одна вспышка с амплитудой в несколько величин, длящаяся несколько десятилетий, а в случае симбиотической новой AG Peg период постоянного блеска наблюдался более 100 лет.

3. Рекуррентные новые типа Т СгВ.

4. Пекулярные симбиотические звезды типа СН Cyg.

Симбиотические звезды являются своего рода уникальной лабораторией для исследования в совокупности многих сложных астрофизических процессов и эволюционных схем развития двойных звездных систем.

Со времени открытия симбиотических звезд, а точнее с момента выделения их в начале 20 века в отдельный класс звезд, было сформулировано большое количество вопросов, касающихся природы этих объектов, причин активности, происхождения и дальнейшей эволюции. На подавляющее большинство из них приемлемых ответов до сих пор нет. Пожалуй, единственным бесспорным достижением является установление двойственности этих объектов.

Симбиотические звезды являются важным классом объектов для проверки теоретических моделей термоядерной вспышки и стандартной модели дисковой аккреции — основных двух моделей, используемых для объяснения особенностей горячих компонентов симбиотических звезд как в спокойном, так и в активном состоянии (Миколаевска и Кенион, 1992). На сегодняшний день удалось добиться определенных успехов лишь при расчете эволюции симбиотических новых, однако вопрос о природе вспышек классических симбиотических звезд пока остается без ответа.

С проблемой построения модели излучения горячего компонента непосредственно связана проблема определения статуса холодного компонента, его класса светимости, степени заполнения полости Роша (характеристик, надежно установленных лишь для небольшого количества объектов). Это связано с тем, что важным параметром любой модели является темп потери вещества холодным компонентом (Мурсет и Шмид, 1999). От того, теряется ли это вещество в виде звездного ветра или происходит перетекание через внутреннюю точку Лагранжа, зависят такие важные характеристики, как температура и светимость горячего компонента, особенности проявлений его активности.

Симбиотические туманности имеют сложную неоднородную структуру. Как.

1 Л -3 правило, выделяется компактная часть туманности с высокой плотностью (ne ~ 10 см" и R~la.e.) и протяженная с размерами R~50a.e. и плотностью nc = 106см" 3. Форма туманности имеет решающее значение для объяснения кривых блеска симбиотических звезд в УФ и оптическом диапазонах. На данный момент времени эта проблема также далека от решения. С нею связан вопрос о месте образования различных эмиссионных линий и об определении параметров орбиты по тем эмиссионным линиям, которые отражают орбитальное движение горячего компонента (если такие найдутся, пока практически единственными кандидатами являются линии НеП). Надежные кривые лучевых скоростей для симбиотических звезд могут быть построены лишь по линиям поглощения холодного компонента, которые не всегда могут быть выделены в спектре симбиотической звезды.

Особый интерес представляет собой проблема происхождения симбиотических звезд (Веббинк, 1987). У большинства объектов орбитальные периоды составляют несколько лет, а отношение масс компонентов таково, что системы должны были ранее пройти через стадию эволюции в общей оболочке. На этой стадии происходит потеря массы и большей части углового момента, в результате чего согласно теоретическим расчетам должны образовываться катаклизмические переменные с периодами от нескольких часов до нескольких дней, но не лет.

Актуальность данной работы связана с необходимостью определения основных физических характеристик компонентов симбиотических звезд, их эволюции во время вспышек горячего компонента. Расширение списка хорошо изученных симбиотических звезд позволяет выявить закономерности, важные для понимания природы явлений, связанных, в частности, со вспышками, а также изучить индивидуальные особенности, присущие конкретной звезде или их подгруппе.

Целью настоящей работы являлось изучение неисследованных классических симбиотических звезд YY Her, AS 338, вероятной симбиотической новой V443 Her и симбиотической мириды V407 Cyg. В диссертации решались следующие задачи: обработка данных фотометрических, спектрофотометрических и спектральных наблюдений в широком диапазоне длин волнопределение и уточнение фотометрических периодовмоделирование оптических и УФ спектров на основе трехкомпонентной модели (горячий компонент, холодный компонент и газовая туманность) и выявление границ применимости этой моделиопределение температур и болометрических потоков горячих компонентов и исследование эволюции этих величин в процессе вспышек, а также сравнение с расчетными данными теоретических моделей вспышекопределение спектральных классов и болометрических потоков холодных компонентов симбиотических звезд и изучение переменности этих параметровмоделирование пылевой оболочки симбиотической мириды V407 Cyg.

Научная новизна.

1. Впервые на длительном (-15 лет) отрезке времени исследуется поведение физических параметров основных структурных компонентов четырех ранее не изученных симбиотических звезд V407 Cyg, YY Her, AS338 и V 443 Her, находящихся на разных этапах эволюции соответствующих двойных звездных систем. Исследование выполнено на базе анализа фотометрических наблюдений в оптическом и ИК диапазонах, а также спектрофотометрических и спектральных с низким и высоким разрешением наблюдений этих звезд с привлечением данных ГОЕ и IRAS.

2. Впервые удалось получить спектр V407 Cyg, который выглядит как типично симбиотический с многочисленными эмиссионными линиями на фоне излучения холодного компонента. Это позволило однозначно классифицировать V407 Cyg в качестве симбиотической мириды и оценить параметры ее горячего компонента.

3. Установлено, что холодный компонент V407 Cyg является миридой с амплитудой АК < 1Ш, окруженной оптически тонкой силикатно-графитовой пылевой оболочкой. Уточнен период пульсации Р = 745d. При возможной нестабильности периода пульсаций на короткой временной шкале его среднее значение не менялось заметно на протяжении последних 50 лет. За 15 лет (до 1998 г.) средний уровень ИК-блеска мириды возрос на 0. ш4, однако во время вспышки 1998;2001 гг. ИК-блеск понизился на практически такую же величину, Оценен диапазон изменений болометрической светимости и температуры мириды, а также оптической толщины пылевой оболочки, связанных с пульсациями мириды и трендом ее среднего уровня блеска. Показано, что темп потери вещества холодным компонентом на порядок меньше значения, ожидаемого для мириды с таким большим периодом пульсаций.

4. Установлено, что классическая симбиотическая звезда YY Her является затменной переменной с периодом P=786d, холодный компонент которой близок к заполнению своей полости Роша, а луч зрения лежит вблизи плоскости орбиты этой двойной системы. Детально прослежена сильная вспышка YY Her, которая началась в 1993 г и закончилась в.

2000 г. Показано, что во время сильной вспышки горячий компонент, ионизующий околозвездую оболочку и вносящий заметный вклад в непрерывный спектр звезды в УФ-диапазоне не может быть представлен в виде сферически-симметричного источника излучения (в отличие от спокойного состояния YY Her). К излучению горячего (< 105 К) субкарлика добавляется излучение теплого (Г ~ 15 000 К) несферического источника излучения (возможно, аккреционного диска), которое заметно искажает форму распределения энергии в длинноволновой части УФ-диапазона.

5. Проведена модельная подгонка распределения энергии в спектре YY Her и получены оценки параметров отдельных структурных компонентов на стадии развития сильной вспышки 1993 г. и возвращения системы к спокойному состоянию. Показано, что в максимуме вспышки болометрический поток от горячего компонента возрос в 10 раз, а температура понизилась всего лишь до 6×104 К, что не характерно для звезд типа Z And. Столь большая амплитуда возрастания светимости меняет сложившиеся представления о возможных механизмах происхождения вспышек классических симбиотических звезд.

6. Установлено, что горячий компонент классической симбиотической звезды AS 338 за последние 18 лет лишь однажды в 1993 г. на полгода вернулся из активного состояния в спокойное, когда в спектре звезды вновь появились линии Hell. У типичных звезд типа Z And горячий компонент большую часть времени находится в спокойном состоянии.

7. Установлено, что время нарастания блеска при вспышке 1993 г. было рекордно коротким для классических симбиотических звезд и не превышало 19 дней. Во время вспышек 1993 г. и 1995 г. болометрический поток горячего компонента увеличивался в ~2 и ~5, соответственно. Показано, что активный горячий компонент AS 338 не может рассматриваться как сферически-симметричный источник излучения. Установлено, что в активном состоянии линия На имеет профиль типа Р Cyg и широкие крылья, простирающиеся до скоростей ±1500 км/с. Проведена модельная подгонка распределения энергии в спектре AS 338 на разных этапах активности звезды, что позволило оценить параметры ее структурных компонентов.

8. На основе плотных фотометрических наблюдений последнего десятилетия установлено, что кривая блеска предполагаемой симбиотической новой V443 Her в фильтре U может быть охарактеризована как синусоида с Р = 598 сут. В то же время в ИК-диапазоне периодических колебаний блеска (с периодом Р или PIT) не обнаружено.

Практическая ценность.

Результаты, полученные в диссертации, углубляют знания о процессах, формирующих непрерывный спектр излучения симбиотических звезд, а также способствуют пониманию механизмов вспышек симбиотических звезд. Расширено многообразие явлений, связанных со вспышками горячих компонентов симбиотических звезд. Результаты анализа наблюдений использованы для проверки теоретических моделей и постановки задач для дальнейшего изучения свойств данного класса эруптивных двойных звездных систем.

Апробация.

Результаты, включенные в диссертацию, докладывались на ряде семинаров ГАИШ МГУ и КрАО, на Ломоносовских чтениях (МГУ, апрель 2001 г.), на конференциях «Переменные звезды — 2001» (Одесса, август 2001) и «The Physics of Cataclysmic Variables and Related Objects» (roTTHHreH, август 2001).

Личный вклад автора.

В совместных публикациях автор участвовала на равноправной основе на всех этапах работы. По теме диссертации опубликовано 8 работ.

ВЫВОДЫ.

1. Установлено, что кривая блеска V443 Her в фильтре U может быть представлена в виде синусоиды с периодом 597 сут., причем период устойчив на достаточно длительной временной шкале. В то же время в ИК диапазоне периодических колебаний блеска не обнаружено.

2. Показано, что УФ-спектры V443 Her с достаточно хорошей точностью могут быть интерпретированы в рамках классической трехкомпонентной модели, причем температура и болометрический поток горячего компонента остаются практически неизменными.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

.

Проведенные исследования позволили получить следующие результаты:

1. Обработаны многолетние фотометрические, спектрофотометрические и спектральные наблюдения симбиотических звезд YY Her, V443 Her, V407 Cyg и AS 338, а также определены основные физические параметры этих систем, полученные при интерпретации наблюдений на основе модельных расчетов.

2. Установлено, что классическая симбиотическая звезда YY Her является затменной переменной с периодом P=^86d, а ее холодный компонент близок к заполнению своей полости Роша.

3. Горячий компонент YY Her обладает максимальной среди всех известных симбиотических звезд амплитудой возрастания светимости во время вспышки (~10 раз), сохраняя необычно высокую (~ 6×104 К) температуру. Подобная особенность не может быть реализована в рамках термоядерной модели вспышки.

4. Показано, что горячий компонент AS 338 в течение последних 18 лет большую часть времени (> 93%) находился в активном состоянии, тогда как у типичных звезд типа Z And наблюдается обратная картина.

5. Активные горячие компоненты классических симбиотических звезд YY Her и AS 338 не могут рассматриваться как сферически-симметричные источники излучения, что можно считать подтверждением наличия в этих системах дисковой аккреции.

6. Установлена симбиотическая природа мириды V407 Cyg.

7. Пылевая оболочка V407 Cyg является оптически тонкой. Расчетный темп потери вещества холодным компонентом V407 Cyg на порядок меньше, чем ожидается для мириды с периодом пульсации Р «745d.

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ.

1. Е.А. Kolotilov, A.A. Popova (Tatarnikova), A.M. Tatamikov, B.F.Yudin «Optical and IR Photometry of V627 Cas (AS 501) Over the Period 1988;1995». Astron. Astrophys. Transactions, Vol. 14, pp. 195−198,1997.

2. U. Munari, M. Rejkuba, M. Hazen., J. Mattei, E. Schweitzer, R. Luthard, S. Shugarov, B. F Yudin., A.A. Popova (Tatarnikova), P.V. Chugainov, G. Sostero, A. Lepardo «The Symbiotic Star YY Her». Astron. & Astrophys., Vol. 323, pp.113. 1997.

3. У. Мунари, Е. А. Колотилов, А. А. Попова (Татарникова), Б. Ф. Юдин «Классическая Симбиотическая Звезда YY Her» Астрон. журн., 74, стр. 898−909, 1997.

4. Е. А. Колотилов, У. Мунари, А. А. Попова (Татарникова), Б. Ф. Юдин «УФ-спектрофотометрия и UBK/HKL-фотометрия Симбиотической Новой V443 Her». Письма в Астрон. журн. 24, стр.39−44,1998.

5. Е. А. Колотилов, У. Мунари, А. А. Попова (Татарникова), A.M. Татарников,.

B.И. Шенаврин, Б. Ф Юдин." UBК/ШХМ-фотометрия и Оптическая Спектрофотометрияи Симбиотической Мириды V407 Cyg". Письма в Астрон. журн., 24, стр. 526−535, 1998.

6. В. Ф. Есипов, Е. А. Колотилов, И. Миколаевска, У. Мунари, А. А. Татарникова, A.M. Татарников, Т. Томов, Б. Ф. Юдин «Эволюция Симбиотической Звезды AS 338 После Сильной Вспышки в 1983 г.» Письма в Астрон. журн., 26, стр. 200−216, 2000.

7. А. А. Татарникова, М, Речкуба, JI.M. Бусон, Е. А. Колотилов, У. Мунари, Б. Ф. Юдин «Фотометрические и Спектрофотометрические Наблюдения Эволюции Сильной Вспышки Классической симбиотической Звезды YY Her». Астрон. журн., 77, стр. 220, 2000.

8. А. А. Татарникова, В. Ф. Есипов, Е. А. Колотилов, И. Миколаевска, У. Мунари,.

C. Ю. Шугаров «Фотометрические и спектрофотометрические наблюдения классической симбиотической звезды YY Her на стадии возврата в спокойное состояние». Письма в Астрон. журн., 27, стр. 825−833, 2001.

Показать весь текст

Список литературы

  1. Алколи, Баджарабал (Alcolea J., Bajarrabal V.)//Astron. Astrophys. 1991. V. 245. P. 499.
  2. Аллен (Allen D.A.) // MNRAS. 1980. V. 192. P. 521.
  3. Аллен (Allen D.A.) // Proc. Astron. Soc. Australia. 1984. V. 5. P. 369.
  4. Баф (Bath G.T.) // Monthly notice Roy. Astron. Soc. 1978. V. 182. P. 35.
  5. Баф и Прингл (Bath G.T., Pringle J.E.) //Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1982. V. 201. P. 345.
  6. Белякина Т.С. II Изв. Крымской астрофиз. обе. 1979. Т. 59. С. 133.
  7. Т.С. //Изв. Крымск. астрофиз. обсерв. 1992. Т. 84. С. 49.
  8. Л.Д., Харитонов А.В. II Тр. Астрофиз. ин-та АН КазССР. 1975. Т. 27. С. 1.
  9. Д.В., Боярчук А. А., Кузнецов OA., Чечеткин В. М. //Астрон. журн. 1996. Т. 73. С. 717.
  10. Блэир и др. (Blair W., Stencel R.E., Feibelman W.A., MichalitsianosA.G.) //Astrophys. J. Suppl. Ser. 1983. V. 53. P. 573.
  11. Бохлин и Гриллмаер (Bohlin R.C., Grillmair C.J.) //Astrophys. J. Suppl. Ser. 1988. V.66. P.209.
  12. Бохме (Bohme S.) // Astron. Nachr. 1938. V. 268. P. 73.
  13. Боярчук A.A. II Эруптивные звезды (ред. Боярчук А. А., Гершберг Р.Е.), М.: Наука, 1976. С. 113.
  14. Браун и Мэтъюз (Brown R. L., Mathews W. G.) // Astrophys. J. 1970. V. 160. P. 939.
  15. Бургесс (Burgess A.) // Mem. R. A. S. 1964. V. 69. Part 1.
  16. Бурстеин иХейлес (Burstein D., Heiles C.) //Astron. J. 1982. V. 87. P. 1165.
  17. Веббинк (Webbink, R.F.) //"The Symbiotic Phenomenon". 1987. Eds. Mikolajewska, J., Friedjung, M., Kenyon, S.J., Viotti R. Kluwer. Dordrecht. P. 311.
  18. Велин (WelinG.)//Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1973. V. 9. P. 183.
  19. Велти (Welty D. E.) // PASP. 1983. V. 95. P. 217.
  20. Вольф (Wolf M.) // Astron. Nachr. 1919. V.208. P. 147.
  21. Вогел (Vogel M.) //Astron. and Astrophys. 1991. V. 249. P. 173.
  22. Гаррисон, Герц (Harrison Т.Е., Gehrz R.D.) // Astron. J. 1994. V.108.P.1899.
  23. Гонзалез-Риестра и др. (Gonzalez-Riestra R., Cassatella A., Fernandez-Castro Т.) // A Decade ofUV Astronomy with IUE. 1988. ESA SP-281,373.
  24. Добржицкая и dp. (Dobrzycka D., Kenyon S.J., Mikolajewska J.) // Astron. J. 1993. V. 106. P. 284.
  25. Доти и dp. (Doty, J.A., Hoffman, J.A. & Lewin) // ApJ. 1981. V. 243. P. 257.
  26. Дрэйн (Drain B.T.) // Astrophys. J. Supll. Ser. 1985. V. 57. P.587.
  27. Еган и dp. (Egan M.P., Leung C.M., Spagna G.F.) // Computer Physics Communication. 1988. V. 48. P. 271.
  28. Елизалде и dp.(Elizalde F., Jablonski F., Cieslinski D., Baptista R.) // IAU Circ. 1995. № 6165.
  29. В.Ф., Таранова О. Г., Юдин Б. Ф. // Астрофизика 1988 Т. 29. С. 285.
  30. Ибен (Iben I.) //Astrophys. J. 1982. V. 259. P. 224.
  31. Ибен, Тутуков (Iben I., Tutukov A. V.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1996. V. 105. P. 145.
  32. А.П., Юдин Б.Ф. II Астрой, циркуляр. 1986а. № 1471. С. 4.
  33. Ф.П., Юдин Б.Ф. II Астрофизика 1986b. Т. 25. С. 435.
  34. Исликер и др. (Isliker Н., Nussbaumer Н., Vogel М. I.) // Astron. and Astrophys. 1989. V. 219. P. 271.
  35. Кассателла и др. (Cassatella A, Ponz D., Selvelli PL., Vogel M.) //ESAIUE Newsletter. 1988. V. 31. P. 1.
  36. Кассателла и др. (Cassatella A., Fernandez-Castro Т., Gonzalez-Riestra R., Fuensalida J.J.) //Astron. Astrophys. 1992. V. 258. P. 368.
  37. Квок и Пуртон (Kwok S., Purton C.R.) //Astrophys. J. 1979. V. 229. P. 187.
  38. Кенион и Веббинк (Kenyon S.J., Webbink R.F.J //Astrophys. J. 1984. V. 279. P.252.
  39. Кенион (Kenyon S.J.)// The symbiotic stars. Cambridge University Press, 1986. 283 c.
  40. Кенион и Фернандез-Кастро (Kenyon S.J., Fernandez-Castro Т.) // Astron. J. 1987. V. 93. P. 938.
  41. Кенион и др. (Kenyon, S.J., Oliversen, N.G., Mikolajewska J., Mikolajewski M., Garcia M.R., Stencel, R.E. & Anderson, C.M.) // Astron. J. 1991. V. 101. P. 637.
  42. E.A., Юдин Б. Ф. //Письма в Астрон. жури. 1994. Т. 20. С. 411.
  43. Колотилов и др. (Kolotilov Е.А., Munari U., Yudin B.F.) // MNRAS. 1995. V. 272. P. 185.
  44. E.A., Мунари У, Попова А.А., Юдин Б. Ф. II Астрон. журн. 1997. Т. 74. С. 898.
  45. Колотилов и др. (Колотилов Е.А., Миколаевска И, Марресе П. М., Мунари У., Шугаров С. И, Юдин Б.Ф.) II Письма в Астрон. журн., 2001, том 27, с. 61.
  46. Корниф (Koorneef J.) //Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1983. V. 51. P. 489.
  47. Курочкин H.E. II Частное сообщение. 1999.
  48. Ландолът (Landolt A.U.) // Publ. Astron. Soc. Pacific. 1975. V. 87. P. 379.
  49. Ли (Lee Т. А.) // Astrophys. J. 1970. V. 162. P. 217.
  50. JIueuo и др. (Livio, М., Prialnik, D., Regev, О.) // Astrophys. J. 1989. V. 341. P. 299.
  51. Майнунгер (Meinunger L.) // Mitt. Veranderl. Sterne. 1966.V.3.P.111.
  52. Меррилл, Бурвелл (Merrill P.W., Burwell C.G.) // Astrophys. J. 1943. V. 98. P. 153.
  53. Меррил, Бурвел (Merril P.W., Burwell C.G.) // Astrophys. J. 1950. V. 112. P. 72.
  54. Миками, Хек (Mikami Т., Heck A.) // Publ. Astron. Soc. Japan 1982. V. 34. P. 529.
  55. Миколаевска и др. (Mikolajewska, J., Selvelli, P.-L., Hack, M.) // Astron. Astrophys. 1988. V. 198. P. 150.
  56. Миколаевска и др. (Mikolajewska J., Kenyon S.J., Mikolajewski M.)// Astron. J., 1989, V. 98, P. 1427.
  57. Миколаевска и Кенион (Mikolajewska J., Kenyon S.J.) //Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1992. V. 256. P. 177.
  58. Миколаевска и др. (Mikolajewska J., Kenyon S., Mikolajewski M. et al.) // Astron. J. 1995. V. 109. P. 1289.
  59. Миколаевска (Mikolajewska, J.) // «Cataclysmic Variables and Related Objects» eds. Evans A., Wood J.H. 1996. Kluwer. Dordrecht. P. 335.
  60. Миколаевска, Кенион (Mikolajewska J., Kenyon S.J.) // Astron. J. 1996. V. 112. P. 1659.
  61. Миколаевска, и др. (Mikolajewska J., Acker A., Stenholm B.) // Astron.Astrophys. 1997 V. 327. P. 191.
  62. Мунари, Вайтлок (Munari U., Whitelock P.A.) // MNRAS. 1989. V. 237. P. 45.
  63. Мунари и др. (Munari U., Margoni R., Stagni R.) // MNRAS. 1990. V. 242. P. 653.
  64. Мунари (Munari U.) // Astron. Astrophys. 1992. V. 257. P. 163. S
  65. Мунари и др. (Munari U., Yudin B.F., Sostero G., Lepardo A.) // IAU Circ. 1993. № 5884.
  66. Мунари и др. (Munari U., Tomov Т., Yudin В., Sostero G., Passuello R.) // IAU Circ. 1995. № 6151.
  67. Мунари и dp.(Munari U., Rejkuba M., Hazen M., Mattei J., Schweitzer E., Luthardt R., Shugarov S., Yudin B.F., Popova A.A., Chugainov P.V., Sostero G., Lepardo A.) // Astron. and Astrophys., 1997a, v. 323, p. 113.
  68. Мунари и др. (Мунари У., Колотилов Е. А., Попова А. А., Юдин Б.Ф.) // Астрон. журн. 1997. Т. 74. С. 898.
  69. Мурсет и др. (Murset U., Nussbaumer Н., Schmid Н.М. Vogel М.) // Astron. And Astrophys. 1991. V. 248. P. 458.
  70. Мурсет и Шмид (Murset U., Schmid Н.М.) // Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 1999, V. 137, P. 473.
  71. А.Э., Шенаврин В.К, Тихонов В. Г. // Тр. Гос. астрон. ин-та им. П. К. Штернберга. 1986. Т. 58. С. 119.
  72. Плаут (Plaut L.) // Astron. Nachr. 1932. У.244. P. 296.
  73. Прога и др. (Proga D., Kenyon S.J., Raymond J.C.) // Astrophys. J., 1996, v. 471, p. 930.
  74. Прога и др. (Proga D., Kenyon S.J., Raymond J.C.) // Astrophys. J., 1998, v. 501, p. 339.
  75. Crnea и Корнет (Silva D.R., Cornell M.E.) // Astrophys. J. Suppl. Ser. 1992. V. 81. P. 865.
  76. Ситон (Seaton M.J.J //Rept. Progr. Phys. 1960. V. 23. P. 313.
  77. Ситон (Seaton M.J.J //Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 1979. V. 187. P. 13
  78. Скопал и др. (Skopal A., Vittone L., Ericco L., Bode M.F., Lloyd H.M., Tamura S.) // MNRAS. 1997. V. 292. P. 703.
  79. Таранова, Юдин (Taranova O.G., Yudin B.F.) // Astron. Astrophys. 1983. V. 117. P. 203.
  80. Таранова и Юдин (Taranova O.G., Yudin B.F.J //The Symbiotic Phenomena. IAU Coll. № 103 Eds Mikolajewska J. et al. Dordrecht: KluwerPubl., 1988. P. 37.
  81. Татарникова и др. (Татарникова А.А., Речкуба M., Бусон Л. М., Колотилов Е. А., Мунари У., Юдин Б.Ф.) II Астрон. журн., 2000, том 77, с. 802.
  82. Татарникова и др. (Татарникова А. А., Есипов В. Ф., Колотилов Е. А., Миколаевска И., Мунари У., Шугаров С. Ю.) // Письма в Астрон. журн., 2001, том 27, стр. 825−833.
  83. Терндрап и др. (Terndrup D.M., Frogel J.A., Whitford А.Е.) // Astrophys. J. 1990. V. 357. P. 453.
  84. Тиффт, Гринстейн (Tifft W.G., Greenstein J.L.) // Astrophys. J 1958. V. 127. P. 160.
  85. Томов и др. (Tomov Т., Kolev D., Munari U., Antov A.) // MNRAS. 1996. V. 278. P. 542.
  86. Фернандез-Кастро и др. (Fernandez-Castro Т., Gonzalez-Riestra R., Cassatella A., Taylor A.R., Seaquist E.R.) // Astrophys. J. 1995. V. 442. P. 336.
  87. Фист и др. (Feast M.W., Glass I.S., Whitelock P.A., Catchpole R.M.) // MNRAS. 1989. V. 241. P. 375.
  88. Хербиг (Herbig G. H.) // PASP. 1950. V. 62. P. 211.
  89. Хогг (Hogg F.S.) // Pubis Am. Astr. Soc. 1934. V. 38. P.14.
  90. Холм и др. (Holm A.V., Bohlin R.C., Cassatella A. et al.) //Astron. and Astrophys. 1982. V. 112. P.341.
  91. Хофнер, Дорфи (Hofner S., Dorfi E.A.) // Astron. Astrophys. 1997. V. 319. P. 648.
  92. Хоффмейстер (Hoffmeister C.) // Veroff. Sternw. Sonnebrerg. 1949. V. 1. P. 295.
  93. Хрик и др. (Hric, L., Petrik, К., Niarchos, P., Velic, Z., Galis, R.) // IB VS. 2001. N5046.
  94. Шалте-Ладбек (Schulte-Ladbeck R.) // Messenger. 1985. V. 39. P. 3.
  95. Юдин Б.Ф. II Астрон. журн. 1986. Т. 63. С. 137.
  96. Юдин (Yudin B.F.) //Astrophys. and Space Sci. 1987. V. 135. C.143.
  97. Юнгельсон и др. (Yungelson L., Livio M., Tutukov A., Kenyon S.J.)//Astrophys. J. 1995. V. 447. P. 656.
Заполнить форму текущей работой

Сессия? Спокойно!