Наблюдательные тесты механизмов формирования кратных звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Шатский, Николай Иванович

• Шатский, Николай Иванович
• кандидат физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Шатский, Николай Иванович

Оглавление

I Введение

1 Многообразие двойных систем

2 Наблюдательная классификация двойных звезд

3 Источники данных о рождении двойных звезд

3.1 Наблюдения РМБ-объектов

3.2 Статистические исследования двойных на ГП

3.3 Изучение "ключевых" объектов

3.4 Перспективы в изучении кратных систем

4 Теоретические модели формирования двойных звезд

4.1 Фрагментация

4.2 Захват

5 Маломассивные звезды и субзвездные тела как спутники и

в поле

6 Звезды-беглецы и кратные системы

7 Научное содержание диссертации

II Наблюдательные методы

8 Методы наблюдений двойных и кратных звезд

8.1 Прямые изображения в исследованиях двойных звезд

8.2 Точные лучевые скорости

9 Электрофотометрия визуальных двойных и кратных звезд

9.1 Классическая (апертурная) электрофотометрия визуальных систем

9.1.1 Действующие факторы

9.1.2 Особенности измерений визуальных двойных

9.2 Сканирующий фотометр

9.2.1 Основные идеи

9.2.2 Устройство Астрометрического Сканирующего Фотометра

9.2.3 Программная организация сканирования с компенсацией сдвигов

9.2.4 Обработка результатов сканирования

9.3 Редукция результатов фотометрических наблюдений

10 ПЗС-наблюдения двойных звезд

10.1 ПЗС в исследованиях визуально-двойных звезд

10.2 Методы фотометрии и астрометрии двойных на ПЗС-снимках

10.2.1 Итеративная подгонка

10.2.2 Одновременный подбор сложного аналитического профиля

10.3 Калибровка результатов ПЗС-измерений двойных звезд

10.4 Коррекция р и в за дифференциальную рефракцию

11 Звездная ИК-коронография: поиск слабых источников

11.1 Редукция изображений с системы ADONIS

11.2 Коронография: методы обработки

12 Hipparcos в исследованиях кратных звезд

III Наблюдения и результаты

13 Фотометрия компонентов кратных систем

13.1 Объекты и наблюдения

13.2 Анализ статуса компонентов

13.3 Некоторые выводы

14 ПЗС-исследования двойных спектрального класса А

14.1 Наблюдения и редукция

14.2 Оптические компоненты

14.3 Двухцветная диаграмма

14.4 Соотношение цветов и величин компонентов

15 Открытие ИК-компонентов вокруг кратных

В-звезд

15.1 Наблюдения на ADONIS

15.2 Результаты

16 Системы — "розетские камни"

16.1 Системы высокой кратности

16.1.1 Наблюдения

16.1.2 Астрофизическая модель объекта

16.2 Максимальные эксцентриситеты

16.2.1 Ранние исследования. Gl 586 А

16.2.2 Четырехкратная система ADS 11061: рекордный эксцентриситет

IV Выводы и перспективы

Приложения:

А Результаты БУД-электрофотометрии компонентов

82 кратных систем I

В С/БУ-фотометрия и позиционные параметры

двойных звезд спектрального класса А V

Аннотация

Диссертация посвящена исследованиям астрофизики двойных и кратных звезд в контексте проблемы их образования. Интерес к этой тематике вызвал тем, что классическая теория сферически симметричного коллапса не дает удовлетворительного объяснения феномена двойственности звезд. Между тем, наблюдения последних двух десятилетий выявили связанные системы двух и более звезд на самых ранних стадиях их эволюции. Теоретиками было выдвинуто множество гипотез появления кратных звезд, которые продолжают разрабатываться. Однако, из-за недостатка фактических данных до сих пор невозможно выявить те механизмы, которые реально действуют в природе. Это вызвало в последние годы всплеск наблюдательского интереса к этим объектам. Последовала "лавина" данных по статистике орбитальных элементов кратных систем и физике молодых звезд и комплексов звездообразования. В этот поток фактов внес свой вклад и автор данной работы. В сочетании с быстрым развитием выдвигаемых теоретических моделей, накопление фактического материала должно привести в ближайшие годы к качественному скачку в этой области звездной астрофизики и приблизить разрешение всей проблемы.

Во Введении описано положение дел с интерпретацией наблюдений кратных звезд и слабые места современных моделей их образования. Особое внимание уделено тем сторонам проблемы, к которым имеют прямое отношение результаты наблюдений, описанных в работе. Сами результаты и их интерпретация изложены в дальнейших разделах. Большей частью практическая, данная работа уделяет много внимания методическим аспектам редукции данных — методикам фотометрии и обработки изображений визуальных кратных систем. Рассмотрен и построенный при участии автора сканирующий фотометр, при помощи которого проведена работа по БУЙ-фотометрии их компонентов. В заключении подведен итог и предложены перспективные направления исследований кратных звезд.

Часть I

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Наблюдательные тесты механизмов формирования кратных звезд»

Введение

Перед Вами, уважаемый читатель, работа, посвященная двойным и кратным звездам. Прежде, чем начать обсуждение этих традиционных объектов астрофизики, введем основные понятия. Итак, двойной системой мы считаем пару звезд, гравитационное взаимодействие которых определяет характер их относительного движения. При этом внешние влияния (другие звезды, молекулярные облака) и эффекты конечных размеров самих звезд носят характер лишь пертурбаций, отклоняющих их движение от кепле-ровского.

Под кратными звездами мы будем подразумевать системы из > 3 компонентов. Кратные звезды бывают иерархическими ж неиерархическими (т.н. трапеции). Иерархической кратной системой называется объект, который может быть мысленно разделен на взаимоподчиненные уровни, или подсистемы. Каждая такая подсистема может быть рассмотрена как двойная звезда. Движение в ней является устойчивым, поскольку ее компоненты незначимо (на принятом уровне точности) отличаются от точечных масс.

Феномен "двойственности" мы будем отождествлять с "кратностью", поскольку, как уже сказано выше, двойные звезды можно рассматривать как отдельные подсистемы кратных. Однако степень кратности звезд может равняться 1, 2, 3 и т.д. В дальнейшем, говоря о двойных звездах как о феномене, мы будем подразумевать и кратные, если не оговорено особо.

В наше время интерес к двойным и кратным звездам особенно велик. Почему в последние два десятилетия так вырос поток публикаций, так или иначе их касающихся? Общеизвестно, что астрофизика обязана двойным почти всеми знаниями о массах звезд; что это уникальные лаборатории для проверки наших представлений о критических состояниях материи и процессах, сопровождаемых колоссальным выделением энергии и скоростями истечения вещества.

Однако этим далеко не исчерпываются причины внимания астрономии к кратности звезд. Именно благодаря исследованиям в области планетной и звездной космогонии эта тематика вышла в наше время на одно из лидирующих мест по числу ежегодно публикуемых работ.

1 Многообразие двойных систем

Каковы общие особенности двойных звезд как класса объектов? Прежде всего, по современным данным их как минимум столько же, сколько и одиночных. Это не "любопытные исключения", которыми звездные пары были примерно до середины прошлого века (см. например, историческое введение в книгу Эйкина (1964)). Класс двойных включает наверняка больше половины звездной массы Галактики. Например, в работе Дюкеннуа и Майора (1991, далее эта "классическая" публикация называется DM91) по двойственности звезд типа Солнца т.н. частота1 двойных оценивается как bfreq ~ 2/3. Другие исследования объектов главной последовательности (Фишер и Марси 1992 и др.) также позволяют полагать ее выше 50%. Следовательно, физику звезд принципиально невозможно рассматривать в отрыве от факта их кратности.

Исследуемые при помощи самых разных наблюдательных средств, двойные системы представлены орбитами всех физически допустимых параметров. Эксцентриситеты варьируют от нуля для циркуляризованных двойных (Мэтьюс и Мэтью 1992, DM91) практически до единицы, особенно для систем с периодами больше 1000 суток2. Говоря о диапазоне размеров орбит, в качестве нижнего их предела естественно выступают диаметры самих звезд (например, в контактных системах типа WW Большой Медведицы). Таким образом, минимальные значения больших полуосей а и периодов Р орбит составляют порядка O.Ola.e. и « 0.5d (суток), соответственно.

Сложнее дело обстоит с верхними пределами. Класс визуальный двойных, в принципе, может представлять пары звезд, разделенные на небесной сфере сколь угодно большим расстоянием. Определяющим является лишь вопрос физической связи компонентов двойной, который можно трактовать двояко4.

Во-первых, достаточно широкая визуальная пара (разделение р 1") может быть просто оптическойi5. Такие случаи выявляются различными способами, например по быстрым относительным движениям компонентов или по значительному неравенству их лучевых скоростей. Для оценки раз-

1 "Частота" определяется как доля объектов кратности > 2 от общего числа объектов. Четкие определения степени кратности, доли двойных и др. даны на с. 149-150 книги Сурдина (1997).

2Одним из рекордсменов является подсистема Aab 4-хкратной звезды ADS 11061 с периодом 3.5 лет и эксцентриситетом е = 0.9754 (Токовинин 1995), см. раздел 16.2.

3В этот класс двойных входят также объекты, "разрешаемые" любой методикой прямых изображений (imaging technique). Это ПЗС-снимки, изображения, полученные с системами адаптивной оптики, и т.п.

4В англоязычной литературе есть нестрогое деление визуальных двойных на visual binary stars и visual double stars, в соответствии с тем, подразумевается или нет физическая принадлежность звезд друг другу.

5Т.е. результатом случайной проекции на близкие точки небесной сферы двух звезд, находящихся в пространстве на существенно различном расстоянии от наблюдателя.

ности скоростей или собственных движений как "слишком больших" их сопоставляют с ожидаемой орбитальной скоростью компонентов. Последняя оценивается по параллаксам, определенным самыми разнообразными методиками, и грубым оценкам масс компонентов. Подобной "очистке" выборок визуальных двойных систем от ложных объектов посвящены интерпретационные части работ Линдроса (1985), автора (1998) и др. Отделение оптических пар звезд от реальных систем крайне важно для правильной оценки статистики орбитальных и физических параметров двойных звезд.

Однако также и не-оптическая система может не являться строго двойной звездой. Из-за слишком большого расстояния в пространстве ее компоненты могут уже не участвовать в устойчивом орбитальном движении вокруг общего центра масс (см. наше определение двойных в начале Введения). Здесь ограничение устанавливает приливное воздействие внешней среды, в которой движется широкая система. Выясняется [см. например, книгу Сурдина (1997, с. 161)], что главным разрушающим агентом приливных сил среди объектов Галактики являются гигантские молекулярные облака (ГМО). Их влияние ограничивает наибольший размер систем примерно до 0.1 пк. Этот масштаб согласуется с оценкой максимального наблюдаемого разделения в двойных с общим собственным движением (т.н. СРМ-пары; Токовинин 1997).

Есть и другой возможный фактор, действующий еще на стадии существования системы в составе молодых звездных агрегатов. Это устойчивость широких двойных с малой энергией связи к разпаду в плотном про-тозвездном окружении. Например, Ларсон (1995) выявил границу между масштабами гравитационно связанных двойных систем и несвязанного населения молодого скопления-ассоциации на уровне 0.04 пк. Это было сделано статистическими подсчетами распределения молодых звезд в сравнительно разреженной области звездообразования (далее 030) Телец-Возничий. Найденный внутренний масштаб звездообразования 0.04 пк он связал с т.н. джинсовской длиной в этой области пространства7. Сверхширокие системы звезд, представляющие из себя пограничные случаи в указанном делении, могут быть названы ассоциированными компонентами. Их существование и происхождение обсуждаются и в данной работе.

В наше время большинство астрономов уже не сомневается, что двойственность звезд появляется на самых ранних стадиях их эволюции (см. обзор Гез 1996). Поэтому естественно предположить, что долгопериодиче-ская часть распределения периодов (или больших полуосей орбит) молодых

подразумевается число звезд в комплексе, приходящихся на 1 кубический парсек.

7Т.е. с размером элемента межзвездной среды, имеющего джинсовскую массу. Однозначность указанного соответствия, однако, небесспорна — см. работу Бейта и др. (1998).

систем в значительной мере определяется пространственной плотностью звезд в родительском комплексе звездообразования. Следовательно, наиболее широкие из известных пар с полуосями орбит в 10-20 тысяч а.е. не могут происходить из таких плотных областей, как скопление Трапеция Ориона. По наблюдениям МакКоффрена и Стоффера (1994) в его ядре находится до 5 х 104 звезд на кубический парсек, что соответствует средним расстояниям между звездами менее 10 тысяч а.е.

Ситуация, однако, усложняется тем, что свойства двойственности — частота, распределения периодов и эксцентриситетов — по-видимому, меняются со временем (например, Пэтиенс и др. 1998). Выявленное в (DM91) распределение эксцентриситетов долгопериодических (Р > 1000d) систем F{e) — 2е, наиболее вероятно, формируется внешними влияниями Галактики или взаимодействиями внутри групп звезд (Крупа 1995, Киселева и др. 1998b, Стерзик и Дюрисен 1995). Крупа сделал попытку моделирования всех этих метаморфоз в рамках упрощенных динамических моделей с целью оценки начальных свойств двойных звезд. Однако получить этим методом представления о распределениях, которые непосредственно создаются действующими механизмами "спаривания" звезд, слишком трудно и ненадежно. Поэтому наблюдения все больше обращаются к самым молодым из наблюдаемых звездным населениям, где вуалирующие действия эффектов динамической эволюции ожидаются минимальными (см. ссылки в работе Циннекера и Бранднера (1997)).

Большинство исследователей сходятся на том, что частота двойных звезд до главной последовательности (pre-main sequence stars; далее — PMS-звезды) не ниже, чем определенная в (DM91). По наблюдениям в 030 созвездий Тельца, Скорпиона и др. (Саймон 1992, Кёлер и Лейнерт 1998, Гез 1996) частоты встречаемости вторичных компонентов (исправленные за неполноту данных) достигают значений, вдвое выше таковых для звезд солнечной окрестности. Вывод исследователей естественен: двойные системы образуются тогда же и там же, что и сами звезды, причем характерные времена этого процесса невелики. Часть двойных звезд, возможно, затем распадается.

Однако ряд авторов ставит факт избыточной кратности PMS-объектов под сомнение. Например, доля двойных в скоплении Трапеция Ориона по наблюдениям Проссера и др. (1994) неотличима от объектов поля. Однако следует заметить, что в Орионе объекты более молодые, с возрастом не более миллиона лет. К тому же Трапеция гораздо плотнее, чем другие перечисленные выше 030. Поэтому до сих пор неясно, эволюционирует ли в значительной мере частота двойных со временем, или ее различия среди

030 объясняются вариациями условий среды в них.

Кроме орбитальных параметров, немаловажной характеристикой является и отношение масс компонентов q = М2/М1. Будучи по определению < 1, в наблюдаемых двойных д достигает минимальных значений, ограниченных лишь способностью наблюдательной техники к обнаружению маломассивных вторичных компонентов (см. раздел 2). Иными словами, с той или иной вероятностью звезды любой массы могут выступать как компоненты одной системы. Эта вероятность описывается распределением отношения масс в двойных .Р(д). Существуют свидетельства того, что в тесных системах (периоды порядка нескольких лет и меньше) и долгопериодиче-ских парах .Р(д) отличается. Это существенный факт для понимания и проверки гипотез формирования двойных звезд.

Однако не все авторы едины в интерпретации найденных зависимостей ^(д) и даже в признании существования ее разности между объектами разного класса. Причина этого в малых размерах выборок объектов и действии наблюдательной селекции при открытии пар с разными значениями д, учет которой не слишком надежен.

В чем причина указанных выше расхождений? Действительно ли отличаются механизмы формирования звездных систем в разных регионах Галактики и разных пространственных масштабов [т.е. тесных (< 1а.е.) и широких 1а.е.) пар]? Насколько существенно влияние эволюции на распределения параметров орбит в двойных? Обязательно ли их компоненты сформировались одновременно в рамках одной системы, или были связаны позже? Даже располагая набором возможных теоретических сценариев для ответа на поставленные вопросы, мы не в состоянии пока дать убедительного ответа ни по одной из этих проблем. Причина — недостаточно представительная статистика наблюдаемых параметров распределений двойных, очевидная неполнота и искаженность наших данных по каждой системе в отдельности и всему ансамблю в целом. Осознав это в конце 80-х годов, наблюдательная астрономия сегодня стремительно восполняет эти пробелы.

2 Наблюдательная классификация двойных звезд

Исторически понятие двойных звезд появилось в астрономии для обозначения звезд, настолько близких друг к другу в картинной плоскости неба, чтобы быть рассмотренными вместе как один объект. Затем в начале XIX века Гершель открыл движение компонентов в двойных по эллиптической орбите вокруг общего центра масс. Большинство двойных, в которых было обнаружено орбитальное движение, были (и остаются по сей день) довольно

трудными для наблюдений объектами, с разделениями не более нескольких секунд дуги. Однако после открытия годичного параллакса и установления истинных расстояний до звезд выяснилось, что даже в этих тесных парах звезды оказываются разделенными десятками и сотнями астрономических единиц в пространстве.

Уже в XIX в. было очевидно, что наблюдаемые визуальные системы звезд — самые широкие из существующих. За пределами разрешения телескопических наблюдений (0.1" — приблизительная граница возможностей микрометрических визуальных измерений, см. Кутб 1981) остаются орбиты более коротких периодов и меньших размеров. Еще в XVIII веке Гудрайк относил переменность блеска Алголя к орбитальному движению в двойной (т.н. затменной) системе, однако говорить об открытии нового класса этих объектов было еще рано.

С началом эры спектральных исследований двойных звезд (измерения лучевых скоростей) "вилка" наблюдательных методов замкнулась: стали доступными изучению оба конца широчайшего распределения двойных по периодам8. Количество известных двойных систем и вычисленных орбит стало расти быстрее, несмотря на трудоемкость фотографических методов регистрации спектров и вычисления лучевых скоростей звезд по доплеров-скому сдвигу линий. Была дана также и правильная интерпретация периодическим алголеподобным переменным. Таким образом, в астрономии стали известны три класса двойных звезд по виду наблюдаемой двойственности — визуальные, спектральные и затменные системы. Подчеркнем, что разделение на эти классы исключительно условное и "нефизичное", так как связано лишь с методом обнаружения и изучения объекта. Более того, одна и та же система может изучаться разными методами и, следовательно, называться спектральной или, скажем, затменной одновременно.

Однако внедрение названных выше методов вовсе не означало, что все многообразие объектов оказалось исследуемым. Чтобы пояснить это, рассмотрим Рис. 1. На схеме изображен разрез параметрического пространства двойных систем по плоскости "разность величин — угловое разделение". Последнее мы исчисляем как проективное в угловых секундах, поскольку именно оно является измеряемой величиной и ограничивается предельными возможностями для большинства рассмотренных методов. Разность величин (переводимая в отношение светимостей Ь^Ъ-у) подразуме-

8Мы будем часто говорить именно о периодах (а не больших полуосях) орбит. Во-первых, периоды доступны прямым определениям, а размеры орбиты зависят от параллакса объекта. Во-вторых, период довольно надежно переводится в большую полуось, слабо завися от массы системы: а3 ос Р2 х М]у1. Даже при грубой оценке массы (из фотометрии, спектров или просто взятой "на вскидку" массе в 1М0) получается разумная оценка а.

X

Т X

с; ф т

л н о о

X

о го о.

г =

100 пк

а> л х

О СО

сг ф

л

. X

а.

О ф

2 Л

О 1

ь- о

о т

га с[

ЭВ1

1-----

0 V—- -0,0001

АО

ЦРКГ г>

пекл-инт. ОИЗ.ДВ.

Лунные покрытия

0,001 0,01 0,1 1 Разделение (")

10

100

Рис. 1. Параметры двойных звезд (угловое разделение и разность величин в оптическом диапазоне), доступных исследованию разными наблюдательными средствами. Изображены следующие методики:

I. Пространственное разрешение компонентов: Визизуальные двойные с классическими методами и адаптивной оптикой (АО; сюда же мы относим и визуальные наблюдения суб-секундных пар); спекл-интерферометприщ наблюдения на рентгеновских телескопах с орбиты (Х- гау-обнару жение маломассивных молодых компонентов О В- звезд); выделение слабых компонентов звездной коронографией (оптика и ИК);

II. Поиск вариации положения объекта во времени (астпрометрические двойные) и в разных длинах волн (цветовая разность координат — ЦРК)]

III. Фотометрическая регистрация покрытия компонентов небесными телами: лунные покрытия и затменные (фотометрические) двойные;

IV. Спектральное обнаружение двойственности (спектры с линиями одного (БВ!) и двух (ЯВ2) компонентов).

Границы по разделению для вВ-методов и затменных условно показаны для расстояния в 100 пк. Пределы методов по оптической разности величин даны лишь ориентировочно и зависят от классов объектов и техники наблюдения.

вается визуальная и носит характер некоторого эквивалента отношения масс9.

Диапазон светимостей звезд-компонентов огромен, при этом необходимо изучение в сех существующих комбинаций масс звезд в связанных системах. Поэтому ниже (в разделе 8.1) мы обратим особое внимание на возможности различных методик по одновременному исследованию компонентов двойных с сильно различающимся блеском. Эта характеристика называется динамическим диапазоном методики (общепринятый термин в исследованиях методом прямых изображений). Он сильно различается среди разных техник и детекторов, применяемых в наблюдениях; в общем случае эта величина зависит от разделения компонентов (что качественно отражено наклоном боковых границ областей на Рис. 1).

Сразу следует заметить, что почти все методы изучения промежуточных объектов (с трудом или вовсе не доступных спектральным10 методам и измерениям по прямым изображениям), являются относительно малоэффективными. Лунные покрытия — трудоемкая методика, доступная лишь в сравнительно узкой полосе неба. Интерферометрия (спекловая и длинно-базовая) пригодна лишь для достаточно ярких звезд. Однако именно она может в наше время считаться передовой областью изучения систем субсекундного разделения.

Технологии измерения цветовой разности координат (ЦРК; или CPD — chromatic position difference) и астрометрического поиска слабых спутников звезд пока только-только внедряются в арсенал средств современной наблюдательной астрофизики (Правдо и Шаклан 1996). Их специфика требует как аккуратного учета всех действующих инструментальных и атмосферных эффектов, так и применения больших телескопов. Можно предположить, что в сочетании с заатмосферными наблюдениями они дадут большую часть недостающей информации в области астрометрии двойных и кратных звезд миллисекундных разделений.

Мы рассмотрели комплекс средств для наблюдения двойных и кратных систем самых разнообразных параметров. Теперь необходимо уяснить, каким образом можно применить их для решения проблемы их образования.

9Хотя здесь следует оговориться, что перевод L^/Li в q непростой из-за неточности нашего знания зависимости Масса-Светимость для произвольного класса звезд, входящих в пару. В ближнем ИК-диапазоне из-за распределенной околозвездной материи и неоднозначности современных моделей молодых звезд этот перевод особенно труден, а иногда и невозможен (Мэтью 1994).

10Большинство затменных систем можно также отнести к спектральным.

3 Источники данных о рождении двойных звезд

В этой части работы мы рассмотрим возможные пути изучения механизмов образования кратных систем звезд на разных эволюционных стадиях. Известно, что сам процесс рождения звезд недоступен для прямого изучения (колоссальное поглощение в оптическом и ближнем ИК-диапазонах; сравнительно длительные характерные времена процессов). Поэтому мы покажем, какие косвенные свидетельства этих явлений мы можем изучить, чтобы получить возможность судить о самих механизмах образования звездного населения Галактики. Из множества методов, имеющихся в арсенале наблюдательной астрономии, мы изберем те, которые были доступны автору.

Исследования двойных систем в наше время ведутся в основном в двух направлениях. Первое (классическое) — это изучение звезд поля, распределений их орбитальных параметров и масс. Пожалуй, подавляющее количество информации о двойных и кратных звездах накоплено именно по объектам главной последовательности, что вполне естественно. Второе направление — изучение молодых систем — сравнительно новое и связано уже с направленными поисками разгадки происхождения двойственности звезд. Новизна этих исследований связана также и с их техническими трудностями. В рамках обоих направлений особо выделяются ситуационные исследования интересных объектов, случайное открытие которых сулит углубленное проникновение в физику звездных систем.

Ниже мы раскроем основные задачи и возможности каждого из этих направлений.

3.1 Наблюдения РМБ-объектов

В разделе 1 было показано, что двойные и кратные системы появляются, скорее всего, на стадии, предшествующей их освобождению от родительского газового облака. Наблюдения непосредственно показывают присутствие дисков и струй (джетов), иногда включающих значительные массы вещества (Мэтью 1994). Следовательно, они обязаны играть существенную роль в формировании звездных систем (см. разделы 4.1, 4.2), являясь агентом приливных и резонансных взаимодействий и перераспределения энергии и момента вращения. Однако до сих пор прямых свидетельств эволюции орбитальных элементов двойных при взаимодействии, например, с плотными дисками не обнаружено. Требуются дальнейшие точные измерения и вычисления орбит, а также поиск ключевых объектов наподобие кратной системы с диском Оп, в которых ожидаемые эффекты максимальны.

Наблюдения в рентгеновском диапазоне (Бергхофер и др. 1997, Шмидт и др. 1993) и в оптике (Тести и др. 1997) выявили вокруг массивных и среднемассивных звезд скопления источников низкой светимости. Их изучение чрезвычайно важно для исследования особенностей начальной функции масс (НФМ) звезд. До сих пор еще не установлено, является ли НФМ звезд поля отражением принципиально единой зависимости, согласно которой образуются все звезды, или функцией, усредненной из индивидуальных различных НФМ в разных 030. Зависимость распределения отношения масс д в подсистемах от размеров орбит также представляют большой интерес, поскольку она является непосредственным проявлением механизмов образования кратных звезд. Окончательного решения ждет также вопрос об избытке молодых систем по сравнению с объектами главной последовательности (см. с. 8).

Другая мотивация изучения ближайших окрестностей массивных звезд связана с нашим пониманием эволюции молодых систем. Газ, находящийся в изобилии вокруг молодых звезд, может служить источником динамического трения в орбитальных системах и вызывать уменьшение их начальных орбит (Горти и Бхатт 1996). Благодаря этому подсистема может значительно сократить свой период и стать короткопериодической. После этого у массивной двойной звезды эволюция орбиты может остановиться, поскольку из ближайших окрестностей ОВ-звезд газ удаляется довольно скоро после увеличения светимости звезды в "коконе" (Сурдин 1997, стр.131). Последствием описанных физических процессов может стать отсутствие в ближайших окрестностях массивных звезд (на расстояниях сотен и тысяч а.е.) тех спутников, которые там образовались вначале.

В настоящее время принято считать, что массивные ОВ-звезды образуются в плотных ядрах молекулярных облаков. Возможно, механизмы формирования ОВ-звезд и звезд малой массы (< 3М©) отличаются. Временные шкалы их коллапса также различны. Насколько сильно разрушающее воздействие их излучения на формирующиеся вокруг протозвезды; какова обычная последовательность образования малых и больших звезд в про-тозвездных агрегатах, пока неясно. Крайне необходимы исследования, позволяющие уточнить статистику масс вторичных компонентов у массивных звезд как функцию растояния до них. Данных по этой тематике пока крайне мало; на сегодняшний день ведутся в основном исследования лишь их спектральных подсистем (Рабу 1996, Браун и Верскуерен 1997). При этом имеется наблюдательная селекция, приводящая к предпочтительному открытию комбинаций с высоким отношением масс q.

Обнаружение же более удаленных спутников — сравнительно "тесных"

визуальных подсистем с проективными расстояниями в сотни-тысячи а.е. — совершенно новая область. Это связано с техническими трудностями выявления слабых спутников в ореоле изображений ярких В-звезд. К тому же, по сравнению со звездами ранних спектральных классов, маломассивные компоненты излучают относительно большую часть света в ИК-диапазоне, где до недавнего времени не было высококачественных приемников изображения. Поэтому визуальные спутники малой массы у В-звезд почти не изучены (одно из немногих исключений — работа Линдроса (1985)).

В видимой области разность величин между В-звездами и К-М карликами достигает значений порядка 10 величин. Такие пары пока недоступны исследованиям обычными методами прямых изображений (ПЗС, сканирующая электрофотометрия и т.д., см. часть II). Однако, как было сказано выше, получение именно таких данных крайне интересно. Оно стало возможным благодаря последним техническим достижениям наблюдательной астрономии.

Справиться с основной проблемой наблюдения слабых объектов в окрестностях ярких В-звезд — слишком большой разностью блеска — помогла звездная коронография. Принцип ее простой: закрыть изображение центрального яркого объекта (звезды) непрозрачным экраном (маской). Это позволяет значительно увеличить длительность экспозиции оставшейся части изображения без опасности насыщения детектора.

Поскольку задача — наблюдать слабые источники как можно ближе к ярким, то критическим параметром становится степень концентрации энергии излучения звезды в изображении. Поэтому звездные коронографы применяют в сочетании с системами адаптивной оптики. Эти устройства позволяют получить изображения звезд с разрешением, ограниченым лишь дифракцией, т.е. намного лучше атмосферного предела (порядка 1"). Однако на практике приходится применять маски значительно больших диаметров. Причина этого в наличии довольно интенсивных "крыльев" изображений из-за неполной компенсации атмосферных искажений.

Выявление слабой эмиссии газопылевой материи и звездообразных источников методами коронографии в оптическом диапазоне описано Нака-жимой и Голимовским (1995). Вокруг молодых объектов — звезд типа Т Тельца и Щ Ориона — они обнаружили остатки родительского ГПК и несколько слабых звезд, возможно — физически связанных спутников. Используя адаптивную оптику, авторы добились хороших результатов с маской коронографа диаметром 3-4", эффективно удаляющей основную часть света центрального объекта. Однако их основной задачей было обнаружение и исследование именно диффузной материи — туманностей и т.н. псев-

додисков, остатков коллапсирующего вещества, а не звезд.

В 1996 году на Европейской Южной Обсерватории (ЕЮО) вступил в фазу испытательных наблюдений звездный коронограф, позволяющий удалить основную часть света центрального объекта при помощи маски диаметром всего 2 секунды дуги (Бёзи и др. 1997). Комплекс функционирует в сочетании с адаптивной системой ADONIS в ближнем ИК-диапазоне (J,-полосы широкополосной фотометрической системы). Приемником изображения служит современный матричный детектор типа NICMOS3. ADONIS позволяет сконцентрировать & 50% света в кружке диаметром около 0.1 секунды11.

Таким образом, уже сейчас существуют средства для исследования ближайших окрестностей звезд высокой светимости в ИК-диапазоне. Этот участок электромагнитного спектра наиболее благоприятней для обнаружения слабых источников. Для пояснения приведем цифры: названная выше разность К-блеска ВО- и КО-карликов в 10 величин уменьшается до « 6т на длине волны в 2.2 ¿í (полоса К). Объект с такой разностью величин уже сам по себе доступен (на пределе) ПЗС-наблюдениям, а с использованием коронографа становится надежно измеряемым. Исследование слабых источников облегчается большим диаметром зеркала телескопа, на котором работает система — 3.6 метра.

В марте 1997 года нами проведена первая попытка исследований окрестностей кратных В-звезд на расстояниях 0.2"—6". У выбранных объектов до этого были известны лишь яркие спутники (в основном, тоже В-звезды) или спектральные подсистемы. Поиск же слабых визуальных компонентов в них проводился впервые. Этот эксперимент описан в третьей части работы.

3.2 Статистические исследования двойных на ГП

Наблюдения систем на главной последовательности предоставляют нам возможность оценить характеристики уже релаксировавшего населения двойных звезд. Низкая плотность звезд в поле делает маловероятными внешние пертурбации уже сформировавшихся систем другими звездами (кроме самых широких, разрушаемых приливными воздействиями Галактики, см. с. 7). Времена динамической эволюции (релаксации) систем на этом этапе уже много меньше, чем их возраст, поэтому, как правило, факт наблюдения системы уже говорит об ее устойчивости (кроме самых широких систем типа "трапеции" (Хэррингтон 1977)).

Распределенного газа в системах на ГП тоже, как правило, уже нет. Интерпретация их наблюдаемых фотометрических характеристик облегчена

иВ полосе к; в j обычно качество изображения хуже.

более надежным (и меньшим по величине поправок) учетом межзвездного поглощения. Системы более не связаны с их родительскими комплексами звездообразования, где поглощение велико и даже может быть разным для отдельных звезд в системе (Мэтью 1994).

Эти особенности звезд ГП дают возможность плодотворных исследований в оптическом диапазоне спектра, что позволяет использовать более доступные наблюдательные средства — например, апертурную (или сканирующую) широкополосную электрофотометрию и фотометрию по прямым изображениям. Также снижаются требования к размерам телескопов. Серьезные программы можно выполнять на инструментах почти любительского класса — например, телескопах с диаметрами апертуры меньше одного метра.

Преимущество звезд на главной последовательности, кроме того, состоит в более надежном определении масс компонентов систем и их отношений. "Работает" зависимость Масса-Светимость, позволяющая осуществлять простой перевод отношений блеска компонентов визуальных систем в отношения их масс. Поэтому можно получать надежные статистические данные по распределению ^(д) в сравнительно широких системах наряду со спектральными (где отношение масс компонентов q определяется по отношению амплитуд их лучевых скоростей). До сих пор ведутся споры о виде .Р(д) в системах различных периодов. Характер этой зависимости, по-видимому, меняется с периодом и тесно связан с путями формирования подсистем различного пространственного масштаба.

Обнаружение у звезд удаленных спутников (т.е. тел, обращающихся вокруг центрального объекта, а не являющихся просто ассоциированными звездами с общим происхождением) также накладывает свои ограничения на динамические условия, в которых сформировалась данная система. Например, внешние размеры системы дают оценку звездной плотности в эпоху ее формирования. Дело в том, что "выживать" в скоплениях могут только системы, размеры которых значительно меньше характерного расстояния между звездами-членами скопления (Крупа 1995). А после распада про-тоскопления из-за потери основной массы газа ("выметания" массивными звездами) возможностью захвата двойной системой другой звезды можно пренебречь. Плотность звездного окружения делает на этой стадии эволюции подобное взаимодействие трех звезд или приливной захват крайне маловероятными (см. Кларк 1996).

Наиболее интересным представляется исследование распределения периодов подсистем кратных звезд (их компоненты, как мы верим, образовались примерно одновременно) и их отношений. Последние непосредственно свя-

заны как с устойчивостью кратных (иерархических) систем, так и с процессами эволюции их орбит в эпоху формирования и освобождения от газа родительского МО. В работе по F-G карликам (DM91) найдено одномодовое нормальное распределение логарифма периода с медианным значением последнего в 180 лет. Однако существуют свидетельства не столь простой зависимости и относительного избытка или недостатка систем с некоторыми периодами. Так, в скоплении Гиады имеется избыток спектрально-двойных с периодами порядка 5 сут (Гриффин 1993).

Любое из перечисленных исследований требует высокой достоверности определения самого факта членства данного визуального компонента в системе. На расстояниях порядка 30" и больше доля оптических компонентов в визуально-двойных звездах из каталогов WDS или CCDM составляет больше половины (Линдрос 1985, Шатский 1998). Поэтому фотометрические оценки масс компонентов и их статистика имеют ценность лишь для доказанных связанных систем. Таких данных пока очень немного (Токови-нин 1997).

Подобные исследования описаны и в настоящей работе (см. результаты в разделах 13 и 14). Наибольшее внимание уделено именно тщательному отфилътровыванию оптических подсистем на верхних уровнях иерархии кратных звезд, соответствующих самым долгопериодическим составляющим. Только свободные (с определенной степенью достоверности) от "оптического мусора" выборки могут подвергаться дальнейшему анализу.

3.3 Изучение "ключевых" объектов

Иногда изучение одного единственного представителя исследуемого класса может дать не меньше интересной и решающей информации, чем большие совокупности статистических данных. Найденные особенности или проявления еще не понятых физических явлений помогают лучше понять историю эволюции конкретного объекта и, следовательно, изучаемого класса вообще. В пример можно привести такие явления и объекты как сверхкритическая аккреция и объект SS 433, синхротронное излучение и пульсар в туманности "Краб". Их исследования и модельные интерпретации продвинули астрофизику в не меньшей мере, чем, скажем, изучение эмпирической диаграммы Герцшпрунга-Рессела, построенной чисто на статистике данных "рядовых" звезд.

Как уже говорилось, кратные системы интересны своим большим числом параметров, как динамических (орбиты), так и физических (параметры компонентов). Среди них известны свои "особые" случаи.

Первое — это системы высокой кратности, исследование и выявление

действительной доли которых в общем населении двойных особо интересно. Дело в том, что в последние годы все больше теоретиков склоняются к гипотезе о рождении двойных в микроскоплениях малого числа протозвезд (порядка 3-4, см. МакДональд и Кларк (1995) и др.) за счет выброса части их компонентов из системы. Поэтому в рамках этих теорий любая система высокой кратности (iV > 4) становится исключением. Наша задача — собрать возможно больше данных о таких "исключениях"; оценить, могут ли они быть интерпретированы только как особые случаи.

Открытым остается вопрос об отличии путей формирования (и возрастов) разных подсистем одних и тех же сложных объектов. Например, часто высказывается предположение об образовании тесных подсистем фрагментацией дисков и о последующем захвате ими будущих удаленных компонентов (см. раздел 4). Такие сценарии пока являются лишь предположительными и требуют наблюдательных подтверждений.

Исследования системы высокой (./V = 6) кратности ADS 9731 рассмотрены в разделе 16.1.

Существуют, кроме того, случаи критических орбитальных параметров подсистем кратных звезд, интерес к которым вызван одним лишь их существованием. К примеру, общепринято, что приливные эффекты (и диссипа-тивные процессы вообще) должны приводить к вековому уменьшению эксцентриситета орбиты. Величину этого эффекта можно вычислить исходя из орбитальных параметров и гидродинамических расчетов приливных явлений в телах звезд при их взаимодействии. В итоге ожидаемую скорость эволюции системы можно сравнить с ее современным состоянием и оценить, насколько эта оценка скорости реальна. Это можно сделать, исходя из наших представлений о диапазоне параметров двойных при рождении. Такие системы, играющие роль своеобразного "розетского камня" в астрофизике, неоценимо значимы для проверки наших теорий формирования и эволюции кратных звезд.

Примером тест-объекта с предельными параметрами орбиты является четырехкратная система ADS 11061. Обладая самым большим из известных на сегодня эксцентриситетом орбиты, подсистема А также участвует и в сложном движении во внешней (визуальной) паре AB. Более подробно этот случай описан в разделе 16.2.

3.4 Перспективы в изучении кратных систем

Как уже было указано в начале раздела, мы коснулись лишь немногих из возможных методик исследований в проблеме рождения кратных систем

звезд. Ниже мы кратко перечислим те направления развития практических методов наблюдательной астрономии, которые из опыта работы нам кажутся наиболее интересными и плодотворными.

• Наблюдения с высоким угловым разрешением для "заполнения" пробелов в обнаружении подсистем с периодами, попадающими между спектральными и визуальными парами. Это чрезвычайно важно, поскольку без полноценного покрытия пространства параметров двойных звезд (массы—размеры—характерные времена) наблюдениями невозможно уверенно судить об особенностях статистики этих объектов. Следовательно, трудно разделять сценарии их рождения по степени вероятности реализации в природе. Здесь уместно упомянуть развитие методов длиннобазовой интерферометрии для изучения движения сверхтесных систем (с разделением менее 0.01"). Увеличение апертуры телескопов (до 8 метров, как у VLT) позволит исследовать более слабые и тесные объекты методами спекл-интерферометрии.

• Применение метода "цветовой разности координат" для исследования кратных звезд даст возможность открытия и исследования тесных систем с большой разностью величин (и цветов). Он открывает новую возможность прямых определений масс в спектральных подсистемах больших периодов. Как следствие — позволяет разрешить и вопрос о "коричневых карликах" в системах с экстремально малыми значениями функции масс; вопрос о существовании нижней границы масс компонентов двойных звезд.

• Продолжение обзоров в стиле Hipparcos. Уже сейчас очевидно, насколько плодотворно увеличение астрометрической точности в исследовании кратных систем. Космические астрометрические проекты типа GAIA или DIVA (Линдегрен 1998 и Бастиан 1998), улучшающие точности измерения координат и проницающую силу на порядки по сравнению с Hipparcos, обещают новые открытия.

• Развитие методов трехмерных прямых изображений (3-dimentional imaging) — система GraF, разработанная в обсерватории Гренобля для 3.6-метрового телескопа ЕЮО. Она обеспечивает высокое разрешение и в пространстве (0.1") и по длинам волн (R = 10000). Это позволит проводить массовые исследования молодых систем на активной стадии эволюции во всем многообразии их физических состояний, изучение процессов истечения вещества из PMS-объектов. Как следствие — нам представляется шанс заглянуть непосредственно в "кухню" фор-

мирования и эволюции кратных систем. Приборы типа СгаР — это и мощный метод исследования кратных звезд ГП.

• Уже подчеркивалась актуальность исследований молодых массивных систем звезд современными методами (звездная коронография, ИК и т.д.). Однако изучение их спектральной двойственности тоже находятся еще лишь в начальной стадии. Способы достижения точности измерения лучевой скорости порядка 1 км/с начали внедряться всего лишь несколько лет назад и новые данные только-только стали поступать в распоряжение астрофизиков. При этом стоит подчеркнуть, что северное небо в этом аспекте представляет собой еще "непаханное поле" для исследований.

Таковы основные направления, в которых ожидаются новые наблюдательные факты и открытия в ближайшее десятилетие. А пока мы рассмотрим достижения теоретических разработок проблемы рождения и эволюции двойных и кратных систем. Они основаны на уже известных но, увы, пока недостаточных данных.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Шатский, Николай Иванович

Выводы и перспективы

Как отмечалось уже в начале работы, последнее десятилетие отмечено быстрым ростом эффективности и точности наблюдений двойных и кратных звезд. Все больше работ ведется в инфракрасной области спектра, открывая особенности мира звездных систем все более молодого возраста. Отмеченный Кларк (1995) "пробел между наблюдениями и теорией" в проблеме рождения кратных систем сейчас стремительно сужается: с одной стороны, растет поток результатов всевозможных наблюдательных программ, с другой — глубина проработки теоретических сценариев звездообразования.

Опыт статистических исследований, проведенных и нами и другими авторами, показывает, насколько важно получение однородных данных по кратным звездам. Возможности интерпретации полностью определяются нашей способностью оценить, в какой мере, найденные закономерности действительно присущи объектам изучения как классу. Это напрямую связано с оценкой эффектов наблюдательной селекции, действующих в каждом данном случае, и с величиной охваченной выборки. Иллюстрацией может служить работа Дюкеннуа и Майора (1991): без сомнения, ее роль своеобразного эталона в области двойных звезд в течение последнего десятилетия обусловлена тщательностью выполненного учета эффектов селекции.

Корректный учет селекции возможен только для однородных и достаточно полных выборок объектов. В этом смысле наши данные, являясь весомым вкладом в фотометрию компонентов кратных звезд каталога MSC, едва ли могут претендовать на полноту и однородность. Впрочем, проведение анализа связанности визуальных компонентов и "отсев" оптических пар ставит нашу работу в ряд очень немногих исследований такого характера (например, работа Линдроса (1985)).

Решение проблемы с ненадежным учетом селекции — в применении взаимодополняющих методик наблюдений для исследования одних и тех же тщательно подготовленных выборок объектов. Кроме того, говоря о наблюдениях, выполняемых в России, необходимо развивать прежде всего конку-рентноспособные и не очень дорогие в реализации методики. В этом смысле нами уже планируется широкое изучение массивных звезд спектрального класса В северного неба и их визуальных спутников на предмет двойственности (оптико-волоконная спектроскопия и точные лучевые скорости). Кон-курентноспособной может быть лишь программа массовых и однородных измерений. Ее реализация вполне возможна благодаря мобильности наблюдений с малыми телескопами обсерваторий Крыма и Москвы. Дополнение исследований качественной ПЗС-фотометрией объектов тоже желательно.

Другое перспективное направление — применение новых методик с целью проникновения в ранее неисследованные области пространства параметров кратных звезд. Примером могут служить наши "разведочные" короно-графические исследования B-звезд. Свежие данные об их ИК-компонентах позволяют задать новые вопросы. Дествительно ли существует недостаток промежуточных подсистем с размерами орбит менее 300 а.е.? Какова природа обнаруженных нами и другими авторами "инфракрасных спутников" ? Найденные спутники B-звезд требуют дальнейшего изучения. Крайне необходимы спектральные наблюдения; есть уже возможности эффективного изучения их динамики с использованием, например, системы GraF (обсерватория г. Гренобль). Работы в области спекл-интерферометрии кратных звезд ранних спектральных классов уже широко ведутся (Циннекер, Ма-калистер и др.), так что в этой области следует ожидать "прорыва" в ближайшее время.

Наконец, исследования традиционными методиками сложных и порой загадочных объектов также весьма и весьма обещающие. Досконально изученные самыми разными способами (спектроскопия, ИК-фотометрия, прямые ПЗС-измерения и др.), объекты наподобие ADS 9731, ADS 11061 или HD 98800 (Токовинин 1999) проясняют наше понимание их физики и происхождения не менее эффективно, чем кропотливо собранные статистические данные о двойных звездах. Конечно, открытие таких уникальных объектов, как самая эксцентричная из известных подсистема ADS 11061 А, — дело случая. Но на то нам, ученым, и даются терпение, научный интерес, и простое человеческое любопытство, чтобы такие подарки природы не были упущены.

В заключение автор выражает глубокую признательность своему научному руководителю за бесценную помощь и участие в работе. Переданные им опыт и привитые навыки исследований не поддаются никакой оценке. Пользуясь случаем, я выражаю большую благодарность за помощь, неоднократно оказанную мне сотрудниками ГАИШ МГУ и Института Астрономии РАН, а также наблюдателями обсерваторий Крыма и Узбекистана, с которыми мне посчастливилось работать.

В заключение приводятся выводы и перспективы дальнейших исследований автора.

Личный вклад автора. В разработке АСФ принимал участие научный руководитель; доводка прибора, его программное обеспечения и наблюдения кратных систем проведены полностью самостоятельно. В работах То-ковинин и Шатский (1995), Токовинин, Шалабаев и др. (1999), Шатский, Синакопулос и др. (1999) автору принадлежит разработка алгоритмов и программ редукции данных. Последняя из этих статей написана полностью автором, включая ее интерпретационную часть. В работе Токовинин, Шатский, Магницкий (1998) автору принадлежит ПЗС-фотометрия (наблюдения и обработка), в работе Шатский и Токовинин (1998) - постановка задачи и анализ данных. Автор также принимал участие в наблюдениях на ИЛС и волоконнооптическом спектрометре, результаты которых используются в диссертации.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Шатский, Николай Иванович, 1999 год

Список литературы

Адаме и Бенц, 1992: Adams, F.С., Benz,W., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 185

Алпен, К.У., 1977: Астрофизические величины. М.:Мир

Аллуан и Мариотти, 1994: Alloin, D.M., Mariotti, J.-M.(eds) // Adaptive Optics for Astronomy. Proc. NATO ASI, Kluwer

Бастиан, 1998: Bastian, U. in Astrometry from 1798 to 1998. Proc. of the Intern. Spring Meet, of the Astron. Gelleschaft, Gotha. Brosche P., Dick W.R., Schwarz О., Wielen R. (eds), Verlag Harri Deutsch, 207

Бёзи и др., 1997: Beuzit, J.-L., Mouillet,D., Lagrange, A.-M., Paufique, J. et. al., A&AS 125, 175

Бёрки и др., 1995: Burki, G., Rufener, F., Burnet, M., Richard, C. et. al., A&AS 112, 383

Бейт и Боннелл, 1997: Bate, M.R., Bonnell, I.A., MNRAS 285, 33

Бейт и др., 1998: Bate, M.R., Clarke, C.J., McCaughrean, M.J., MNRAS 297, 1163

Бергхофер и Шмидт, 1994: Berghöfer, T.W., Schmitt, J.H.M.M., A&A 292, L5

Бергхофер и др., 1996: Berghöfer, T.W., Schmitt, J.H.M.M., Cassinelli, J.P., A&AS 118, 481

Бергхофер и др., 1997: Berghöfer, T.W., Schmitt, J.H.M.M., Danner, R., Cassinelli, J.P., A&A 322, 167

Боннелл и Бастиен, 1992: Bonnell, I.A., Bastien, P., in IAU Coli. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 206

Боннелл и Бейт, 1994a: Bonnell, I.A., Bate,M.R., MNRAS 271, 999

Боннелл и Бейт, 1994b: Bonnell, I.A., Bate,M.R., MNRAS 269, L45

Боннелл и др., 1998: Bonnell, I.A., Bate,M.R., Zinnecker, H., MNRAS 298, 93

Боннелл, 1994: Bonnell, I.A., MNRAS 269, 837

Боннелл, 1997: Bonnell, I.A., in The 3rd Pacific Rim Conf. on Recent Development of Binary Star Research. Kan-Ching Leung (ed.), ASP Conf. Ser. 130, 1

Босс, 1981: Boss,A.P., ApJ 246, 866 Босс, 1991: Boss, A.P., Nature 351, 298

Босс, 1992: Boss, A.P., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 195

Браун и Верскуерен, 1997: Brown, A.G.A., Verschueren, W., A&A 319, 811

Броше и Синакопулос, 1988: Brosche, P., Sinachopoulos, D., Bull. Inform. CDS 36

Бувье и др., 1998: Bouvier,J., Stauffer,J.R., Martin,E.L., Barrado у Navascues, D. et. al., A&A 336, 490

Волчков и др., 1992: Волчков, A.A., Кузьмин, А.В., Нестеров, В.В. О 4-миллионном каталоге (ред. Гуляев А.П., Нестеров В.В.). М.: Изд-во МГУ, 671

Гез, 1996: Ghez, A., in Evolutionary Processes in Binary Stars, ed. R.A.M.J. Wijers, M.B. Davies, C.A. Tout (NATO ASI Series C, 477), Dortrecht: Kluwer, 1

Голдман и Мазе, 1994: Goldman, I., Mazeh, Т., ApJ 429, 362

Гомез де Кастро и др., 1994: Гомез де Кастро, А.И., Ламзин, С.А., Шат-ский, Н.И., АЖ 71, 609

Горти и Бхатт, 1996: Gorti,U., Bhatt,H.C., MNRAS 283, 566

Гриффин, 1993: Griffin R.F., in Interacting Binary Stars. Eggleton P., Pringle J. (eds.), Reidel

Девьяр, 1997: Devillard, N., Messenger 87, 17

Дик и др., 1992: Dick,J.S.B., Devaney, M.N., Jones, D.P.H., Argyle,R.W., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf

Драммонд и др., 1995: Drummond, J.D., Christou, J.C., Fugate, R.Q., AJ 450, 380

Дюкеннуа и др., 1992: Duquennoy. A., Mayor, М., Andersen, J., Carquillat, J.-M. et. al., A&A 254, L13

Дюрисен и др., 1986: Durisen, R.H., Gingold, R.A., Tohline, J.E., Boss, А.P., ApJ 305, 281

EKA, 1997: ESA, Hipparcos and Tycho catalogues. ESA SP-1200

Кёлер и Лейнерт, 1998: Köhler, R., Leinert,Ch., A&A 331, 977

Киселев и др., 1988: Киселев, A.A., Калиниченко, O.A., Плюгин, Г.А. Каталог относительных положений и движений 200 визуально-двойных звезд по наблюдениям на 26" рефракторе в 1960-1986 гг. JL: Наука

Киселев и Кияева, 1980: АЖ 57, 1227

Киселева и др., 1996: Kiseleva, L.G., Aarseth, S., Eggleton, P.P., de la Fuente Marcos, R., in Origin, Evolution and Destinies of Binary Stars in Clusters (ASP Conf. Ser. 90), ed. E.F. Milone, J.-C. Mermillod, 433

Киселева и др., 1998a: Kiseleva, L.G., Colin, J., Dauphole, В., Eggleton, P.P., MNRAS 301, 759

Киселева и др., 1998b: Kiseleva, L.G., Eggleton, P.P., Mikkola,S., MNRAS 300, 292

Кларк и Прингл, 1992: Clarke, C.J., Pringle, J.E., MNRAS 255, 423

Кларк, 1992: Clarke, С. J., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 176

Кларк, 1995: Clarke, C.J., Ap&SS 223, 73 Кларк, 1996: Clarke, C.J., MNRAS 283, 353

Клоз и др., 1998: Close, L.M., Dutrey, A., Roddier, F., Guilloteau, S. et. al., ApJ 499, 883

Колавита, 1994: Colavita, M.M., A&A 283, 1027 Корнилов, В.Г. и Крылов, A.B., 1990: АЖ 67, 173

Корнилов, В.Г.(ред), 1991: Каталог WBVR-величин ярких звезд северного неба. Труды ГАИШ. Т.63. М.: Издательство Моск. Ун-та

Крупа, 1995: Kroupa,P., MNRAS 277, 1491

Куто,П., 1981: Двойные звезды. М.:Мир Ларсон, 1995: Larson, R.B., MNRAS 272, 213

Ласкер и др., 1990: Lasker, В.М., Sturch, C.R., McLean, В.J., Rüssel, J.L. et. al., A J 99, 2019

Линдегрен и др., 1997: Lindegren, L., Mignard, F., Söderhjelm, S., Badiali, M. et. al., AkA 323, L53

Линдегрен, 1980: Lindegren, L., A&A 89, 41

Линдегрен, 1998: Lindegren, L. in Astrometry from 1798 to 1998. Proc. of the Intern. Spring Meet, of the Astron. Gelleschaft, Gotha. Brosche P., Dick W.R., Schwarz О., Wielen R. (eds), Verlag Harri Deutsch, 214

Линдрос, 1985: Lindroos, K.P., Ap&SS 60, 183

Любов и Артимович, 1996: Lubow, S.H., Artymowicz, P., in Evolutionary Processes in Binary Stars, ed. R.A.M.J. Wijers, M.B. Davies, C.A. Tout (NATO ASI Series C, 477), Dortrecht: Kluwer, 53

Магаццу, 1997: Magazzu, A., A&AS 124, 449

Мазе и др., 1998: Mazeh, Т., Goldberg, D., Latham, D., ApJ 501, L199

Майор и др., 1998: Mayor, M.M., Beuzit, J.-L., Mariotti, J.-M., Naef, D. et. al., in Precise Stellar Radial Velocities. Proc. IAU Coll. 170. eds. J.B.Hearnshow, C.D.Scarfe, ASP Conf. Ser., 5

МакДональд и Кларк, 1993: McDonald, J.M., Clarke, C.J., MNRAS 262, 800

МакДональд и Кларк, 1995: McDonald, J.M., Clarke, C.J., MNRAS 275, 671

МакКофрен и Стоффер, 1994: McCaughrean, M.J., Stauffer, J.R., AJ 108, 1382

Макалистер и др., 1993: McAlister, H.A., Mason, В., Hartkopf, W.I., Shara, M.M., AJ 106, 1639

Марси и Батлер, 1992: Marcy,G.W., Butler, R.D., PASP 104, 270

Мартен и др., 1994: Martin, F., Tokovinin, A.A., Agabi,A., Bozgnino,S. et. al., A&AS 108, 173

Мартен, 1997: Martin,E.L., A&A 321, 492

Морс и др., 1991: Morse, J.A., Mathieu, R.D., Levine,S.E., AJ 101, 1495

Мэттьюс и Мэтью, 1992: Matthews, L.D., Mathieu, R.D., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 244

Мэтью, 1994: Mathieu, R.D., ARA&A 32, 465

Мэтью, 1996: Mathieu, R.D., in Evolutionary Processes in Binary Stars, ed. R.A.M.J. Wijers, M.B. Davies, C.A. Tout (NATO ASI Series C, 477), Dortrecht: Kluwer, 11

Накажима и Голимовский, 1995: Nakajima, T., Golimowski, D.A., AJ 109, 1181

Нельсон, 1998: Nelson, R.P., MNRAS 298, 657

Нойхаузер и Бранднер, 1998: Neuhäuser,.R., Brandner, W., A&A 330, L29

Нойхаузер и др., 1998: Neuhäuser, R., Wölk, S.J., Torres, G., Preibisch, Th. et. al., A&A 334, 873

Ортиз и Ленин, 1993: Ortiz, R., Lépine,R.D., A&A 279, 90

Патиенс и др., 1998: Patience, J., Ghez,A., Reid, I.N., Weinberger, A.J. et. al., AJ 115, 1972

Перри, 1969: Perry, Ch.L., AJ 74, 705

Правдо и Шаклан, 1996: Pravdo, S.H., Shaklan, S.B., ApJ 465, 264

Пресс и др., 1987: Press, W.H., Flannery, В.Р., Teukolsky, S.A., Vetter-ling, W.T. Numerical Recipes. The Art of Scientific Computing. Cambridge Univ. Press

Прингл, 1989: Pringle, J.E., MNRAS 239, 361

Проссер и др., 1994: Prosser, Ch.F., Stauffer, J.R., Hartmann, L., Soderblom, D.R. et. al., ApJ 421, 517

Рабу, 1996: Raboud,D., A&A 315, 384

Ракош и др., 1982: Rakos, K.D., Albrecht, R., Jenkner, H., Kreidl, A. et. al., A&AS 47, 221

Ракош, 1965: Rakos, K.D., Appl. Opt. 4, 1453

Рассел и Мур, 1940: Russell, H.N., Moore, C.E. Masses of Stars. Univers, of Chicago

Родье и др., 1996: Roddier, А., Roddier, F., Northcott, M.I., Graves, J.Е., ApJ 463, 326

Саймон и др., 1993: Simon, М., Ghez, A., Leinert, Ch., ApJ 408, L33

Саймон, 1992: Simon, M., in IAU Coll. 135, Complementary Approaches to Double and Multiple Stars Research (ASP Conf. Ser. 32), ed. H.A. McAlister, W.I. Hartkopf, 41

Саразен и Родье, 1990: Sarazin,M., Roddier, F., A&A 227, 234 Сигалотти, 1997: Sigalotti, L.Di G., A&A 328, 586

Синакопулос и Сеггевис, 1990: Sinachopoulos, D., Seggewiss, W., A&AS 83, 245

Синакопулос и др., 1988: Sinachopoulos, D., Geifert, M., Nicklas, H., Ap&SS 142, 227

Синакопулос и др., 1998: Sinachopoulos, D., van Dessel, E., Geifert, M., in Astrometry from 1798 to 1998. Proc. of the Intern. Spring Meet, of the Astron. Gelleschaft, Gotha. Brosche P., Dick W.R., Schwarz O., Wielen R. (eds), Verlag Harri Deutsch, 195

Содерхельм, 1999: Söderhjelm, S., A&A 341, 121

Сорокин, Л.Ю. и Токовинин, A.A., 1985: Письма в АЖ 11, 542

Стерзик и Дюрисен, 1995: Sterzik, M.F., Durisen, R.H., А&А 304, L9

Стетсон, 1981: Stetson, Р.В., PASP 99, 191

Страйжис и Свидерскиен, 1972: Straizys, V., Sviderskiene, Z., Bull, of Vilnius Obs. 25, 3

Страйжис, В., 1977: Многоцветная фотометрия звезд. Вильнюс: Мокслас

Стром и др., 1989: Strom, K.M., Strom, S.E., Edwards, S., Cabrit, S. et. al., AJ 97, 1451

Сурдин, В.Г., 1997: Рождение звезд. M.: УРСС Тапиа, 1981: Tapia,M., MNRAS 197, 949

Тести и др., 1997: Testi, L., Palla,F., Prusti,T., Natta, А. et. al., A&A 320, 159

Тести и др., 1997: Testi,L., Palla, F., Prusti,T., Natta, A. et. al., A&A 320, 159

Токовинин и др., 1998: Токовинин, А.А., Шатский, Н.И., Магницкий, А.К., Письма в АЖ 24, 916

Токовинин и др., 1999: Tokovinin, А.А., Chalabaev, А., Shatsky, N.I., Beuzit, J.-L., A&A, в-нечати , Ч2<

Токовинин, 1992: Tokovinin, А.А., А&А 256, 121

Токовинин, 1997: Tokovinin, A.A., A&AS 124, 75 (MSC)

Токовинин, А. А. и Шатский, Н.И., 1995: Письма в АЖ 21, 523

Токовинин, А.А., 1986: Звездные интерферометры. М.: Наука

Токовинин, А.А., 1987: АЖ 63, 196

Токовинин, А.А., 1989: ПЗС-приемники в астрономии. М.: Винити Токовинин, А.А., 1995: Письма в АЖ 21, 286

Токовинин, А.А., 1999: Визуальная орбита HD 98800. ПАЖ, в печати

Уорли и Дуглас, 1996: Worley,C.E., Douglass, G.G., Publ. US. Naval. Obs. (WDS)

Уорли и Хейнтц, 1983: Worley, C.E., Heintz,W.D., Publ. US. Naval. Obs. 24, 1

Фаватаи др., 1997: Favata,F., Micela,G., Sciortino, S., A&A 326, 647

Фишер и Марси, 1992: Fischer, D.A., Marcy,G.W., ApJ 396, 178

Франц, 1973: Franz,O.G., J. R. Astron. Soc. Can. 67, 81

Хартиган и др., 1994: Hartigan, Р., Strom,K.M., Strom,S.E., ApJ 427, 961

Хэррингтон, 1977: Harrington, R.S., Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica 3, 139

Циннекер и Бранднер, 1997: Zinnecker, H., Brandner, W., A&A 321, 220

Чапмен и др., 1992: Chapman, S., Pongracic, H., Disney, H., Nelson, A. et. al., Nature 359, 207

Шаллер и др., 1992: Schaller, G., Schaerer, D., Meynet, G., Maeder, A., A&AS 96, 269

Шатский, Н.И. и Токовинин, А.А., 1998: Письма в АЖ 24, 780

Шатский, Н.И., 1996: Наблюдения кратных звезд методом сканирования. Дипломная работа. МГУ, физический факультет

Шатский, Н.И., 1998: Письма в АЖ 24, 307

Шмидт и др., 1993: Schmitt, J.H.M.M., Zinnecker,H., Cruddace,R., Harn-den, F.R., ApJ 402, L13

Шу и др., 1987: Shu,F.H., Adams, F.C., Lizano,S., ARA&A 25, 23

Эйкин, 1932: Aitken, R.G. New General Catalogue of Double Stars. Carnegie Inst. N417

Эйкин, 1964: Aitken, R.G. Binary Stars. Princeton Publ.