Содержание к диссертации
Введение
Глава I. Распределение энергии в спектрах звезд в диапазоне ЛЯ 3200-7600 8. Аппаратура и методика наблюдений
§1.1. Массовые спектрофотометрические исследования звезд и спектрофотометрические каталоги в области ЛЯ 3200-7600 8
§ 1.2. Аппаратура и методика наблюдений и их обработки 26і:
§ 1.3. Учет атмосферной экстинкции 39
Глава П. Исследование распределения энергии в спектрах стандартных звезд в диапазоне Л/\ 3200-7600 8
§ 2.1. Выбор спектрофотометрических стандартов
§2.2. Создание системы стандартов Ел 76 57
§ 2.3. Уточнение данных распределения энергии в спектрах семи стандартных звезд по наблюдениям, выполненным в ГАИШ .
§ 2.4. О распределении энергии в спектре основного спектрофотометрического стандарта
Глава Ш. Исследование звездного спектрофотометрического каталога ГАИШ
§ 3.1. Спектрофотометрический звездный каталог ГАИШ н
§ 3.2. Сравнение полученных спектрофотометрических данных с 13-цветной фотометрией Джонсона-Митчелла..
§ 3.3. Сравнение с Вильнюсской системой .
§ 3.4. Сравнение с фотометрией, выполненной в Высоко горной экспедиции ГАИШ
§ 3.5. Сравнение московских и алма-атинских спектрофотометрических данных
§ 3.6. Сравнение спектрофотометрических данных ГАИШ с результатами, полученными экспедицией Академии Наук СССР в Чили и со спектрофотометрическими наблюдениями
§ 3.7. Сравнение спектрофотометрических данных ГАИШ с фотометрией в системе V и 13-цветной фотометрией Джонсона-Митчелла для разных групп звезд .,106
§ 3.8. Исследование однородности спектрофотометрическо- го каталога ГАИШ .
§ 3.9. Сравнение спектрофотометрических данных, получен ных на спектрофотометрах Сейа-Намиока и Черны Тернера в режиме счета фотонов
Глава ІУ. Исследование распределения энергии в спектрах с? звезд в ближней инфракрасной области спектра (ЯД 6300-10800 й) 0
§ 4.1. Методика наблюдений и обработки
§ 4.2. Стандартные звезды в диапазоне ЛЛ 6300-10800 Й
§ 4.3. Построение составного спектра в диапазоне ЛЛ 3200-10800
Глава 5. Сравнение наблюдаемого распределения энергии в спектрах звезд с теоретическими моделями
§ 5.1. Распределение энергии в спектрах звезд классов B-F главной последовательности. Сравнение с теоретическими моделями 161
§ 5.2. Эквивалентные ширины бальмеровских линий звезд классов B-F главной последовательности. Сравнение с теоретическими моделями
Глава УІ. Определение физических параметров звездных атмосфер на основе распределения энергии в спектрах звезд •
§ 6.1. Методика определения эффективных температур и угловых диаметров звезд 192
§ 6.2. Определение физических параметров стандартных звезд 195
§ 6.3. Физические параметры звезд со "стандартными" угловыми диаметрами
§ 6.4. Определение физическ-g) параметров атмосфер звезд классов A, F и G § 6.5. Физические параметры звезд-спектроскопических стандартов
§ 6.6. Физические параметры звезд, рекомендуемых в качестве спектрофотометрических стандартов
§ 6.7. Сравнение наблюдаемого распределения энергии в спектрах стандартных звезд с моделями Куруца
§ 6.8. Сравнение наблюдаемого распределения энергии в спектрах В звезд с моделями Куруца
§ 6.9. Наблюдаемое распределение энергии в спектрах звезд А-й- и модели Куруца
§ 6.10.Эффективные температуры исследуемых звезд и современные шкалы эффективных температур. Среднее значение Те для звезд АО 1 ",253
Глава УП. Исследование распределения энергии в спектрах не которых пекулярных и нестационарных звезд
§ 7.1. Распределение энергии в спектрах быстро вращающихся звезд Характеристики непрерывного спектра 263;
Эквивалентные ширины бальмеровских линий р
Сравнение характеристик непрерывного и линей- частого спектра с теоретическими моделями Определение ориентации оси вращения Эффективные температуры и сравнение с моделями
Куруца 287
§ 7.2. Распределение энергии в спектрах некоторых двойных и нестационарных звезд 293
Распределение энергии некоторых двойных звезд в диапазоне 0.32-1.5 мкм. Инфракрасный спектр Алголя Распределение энергии в спектрах Суд Х-1 и ХРег 304
Распределение энергии в спектрах сверхгигантов спектрального класса А2 1а -о Суд и \)Сер. Определение электронной температуры их оболочек...
Заключение
Литература
Приложение.
Список спектрофотометрических стандартов
Введение к работе
Распределение энергии в спектрах звезд является одной из важнейших характеристик их излучения. Определение основных физических параметров звездных атмосфер (температуры, ускорения силы тяжести, агентов, поглощающих излучение в непрерывном спектре, химического состава) проводится с использованием распределения энергии. Можно назвать также немало задач практической астрофизики, решение которых тесно связано со спектрофотометрическими исследованиями: спектральная классификация, межзвездное поглощение, исследования различных фотометрических систем (определения кривых реакции фильтров, эффективных длин волн и т.д.).
Одним из наиболее важных применений данных о распределении энергии является их использование в качестве стандартов при исследовании широкого класса астрономических и геофизических объектов: нестационарных и пекулярных звезд, планет, комет, туманностей, ночного неба, полярных сияний и т.д.
Бурное развитие космических исследований за последние 10-15 лет остро поставило вопрос об использовании наземных данных распределения энергии в ультрафиолетовой области спектра УСЛ 3200-3600 , примыкающей к диапазону, изучаемому в ракетных исследованиях, для калибровки внеатмосферных наблюдений и их "стыковки" с наземными. Поскольку точность калибровок спектрофотометрических данных, получаемых в процессе внеатмосферных исследований, значительно ниже, чем при стационарных наблюдениях с поверхности Земли, наеемные данные распределения энергии являются основным (а подчас и единственным) критерием надежности результатов внеатмосферных исследований.
Наконец, данные о распределении энергии в спектрах звезд имеют большое прикладное значение и широко используется в работе специальных конструкторских бюро. Последние два десятилетия ознаменовались замечательными открытиями в астрономии, связанными с обнаружением преследованием квазаров, галактических и звездных источников рентгеновского излучения, пульсаров, источников Y-всплесков. Изучение этих объектов проводилось с широким использованием новой наблюдательной техники и сопровождалось освоением новых диапазонов электромагнитного излучения. Применение новой техники в астрофизике и увеличение точности измерений привело к тому, что были обнаружены особенности в спектре и эффекты нестационарности даже у тех звезд, которые ранее считались "нормальными" и служили стандартами при исследованиях переменных звезд. В спектре типичной "нормальной" звезды d Lyr , которая использовалась и продолжает использоваться в качестве основного спектрофотометрического стандарта обнаружены явления, которые свидетельствуют о нетепловых процессах, протекающих в ее атмосфере.
Многие выводы, касающиеся физических условий в атмосферах звезд, зависят от правильности применяемых моделей, поэтому установление истинных границ применимости моделей для разных групп звезд остается важной и актуальной проблемой.
Для правильного выбора моделей необходимо их сопоставление с достаточно большим количеством тщательно отобранных реальных объектов. Поэтому на современном этапе для детального изучения процессов, протекающих в звездных атмосферах, необходимы обширные массивы спектрофотометрических данных.
10-15 лет назад таких массивов не было, и несмотря на большую трудоемкость этой работы, в 1969 г. она была начата в ГАШН под руководством и при личном участии диссертанта. В диссертации излагаются результаты, полученнью_автором в ходе ее выполнения:
а) результаты наблюдений, анализ точностиуравнения с другими данными, исследование стандартных звезд, б) использование полу-. ченных данных для уточнения фундаментальных характеристик звезд (диаметры и шкала эффективных температур), использование соответствия моделей наблюдениям, изучение характеристик ряда пекулярных и нестационарных звезд.
Массив спектрофотометрических данных содержит информацию о распределении энергии 867 звезд в диапазоне 3200-7600 S и 150 звезд в области 6300-10800 8. Наблюдения проводились на телескопе A3T-I4 Крымской станции ГАИШ при помощи сканирующего спектроэлектротометра. Спектральное разрешение составляло 17 $ при измерениях в диапазоне 3300-7600 8 и 35 S в диапазоне 6300-10800 8.
Создание нового большого массива спектрофотометрических данных, охватывающего около тысячи звезд и основанного на фотоэлектрических наблюдениях, выполненных по единой методике, внесло существенный вклад в общий объем информации о распределении энергии в спектрах звезд.
Другой большой массив спектрофотометрических данных создан в Астрофизическом институте АН КазССР (А.В. Харитонов и др.) и содержит более 800 звезд, исследованных в диапазоне ЗЕОО-7600 $, Из которых 400 перекрываются с нашими. Сравнение обоих массивов дает вероятность выявления систематических различий между этими данными и их исследования в зависимости от яркости, спектрального класса, применяемой аппаратуры.
Выявление и исправление систематических ошибок ведет к повышению точности спектрофотометрических данных, в том числе и полученных ранее другими авторами.
Массив спектрофотометрических данных ГАИШ имеет ряд существенных отличий от спектрофотометрического каталога АФЕ, которые открывают новые возможности использования информации о распределении энергии, полученной в ГАШП. Речь идет прежде всего о расширении спектрального диапазона до 10825 8 для значительного числа звезд, что позволило использовать эти данные для определения эффективных температур и других физических параметров атмосфер звезд Другим важным отличием массива спектрофотометрических данных ГАИШ является значительное число более слабых звезд по сравнению с теми, которые входят в каталог АФИ. Это позволяет надежно определить возможные систематические расхождения, связанные с яркостью звезд и использовать большое число хорошо изученных звезд 5т-6ж в качестве стандартов при исследованиях слабых пекулярных и переменных астрономических объектов. Наконец, создание большого массива спектрофотометрических данных, основанных на фотоэлектрических наблюдениях, тщательно.исследованного и достаточно однородного, имеет большое практическое значение и уже использовано при решении народнохозяйственных задач.
На основе полученной информации о распределении энергии в спектрах звезд в диапазоне 3200-10800 8 с привлечением измерений в ультрафиолетовом и инфракрасном диапазонах были определены основные физические параметры атмосфер звезд: температуры, ускорения силы тяжести, светимости, радиусы.
Проблема исследования стандартных звезд за последние несколько лет приобрела особую актуальность. Решением ХУШ Генеральной Ассамблеи Международного Астрономического Союза (MAC) (Греция, Патры, август 1982 г.) комиссиями 29, 30 и 45 MAC создана рабочая группа по стандартным звездам. Целью рабочей группы является организация международных)программ по всестороннему исследованию стандартных звезд. Созданы списки звезд со стандартными лучевыми скоростями, угловыми диаметрами, список спектральных стандартов в системе Моргана-Кинана (МК), стандартных звезд, имеющих линейную поляризацию. Автору этой работы было предложено составить список спектрофотометрических стандартов. Этот список опубликован в Страсбургском бюллетене звездных данных и приводится в приложении.
Звезды, которые являются стандартными в одном отношении, могут не быть таковыми в отношении другой характеристики. Так, например, многие звезды со "стандартными" угловыми диаметрами имеют переменный блеск, и, следовательно, не шгут быть использованы как стандарты потока излучения. Вместе с тем одна из задач рабочей группы по стандартным звездам состоит в организации комплексных программ исследования звезд, которые могли бы быть использованы в качестве стандартных по максимальному числу параметров.
Теоретическая интерпретация звездных спектров была дана в работах Э.Р. Мустеля, которые суммированы в его монографии "Звездные атмосферы" С ІЗ. В этой монографии разработана теория лучистого равновесия звездных фотосфер и даны интерпретация непрерывного спектра звезд и механизм образования линий поглощения.
Расчет модели атмосферы звезды состоит в определении распределения плотности, давления, температуры и других физических параметров атмосферы с глубиной. Считаются заданными две величины: эффективная температура звезды Те и ускорение силы тяжести g в звездной атмосфере. Модели атмосфер вычисляются в определенных предположениях, и важно установить, насколько эти предположения соответствуют реальности. При этом многократно подчеркивалось, что "критерием правильности теории звездных атмосфер является совпадение теоретического и наблюденного распределения энергии в спектре звезды" С 2 , с. 200].
Атмосфера Земли поглощает значительную часть потока излучения звезды. В диапазоне Д 3000 8 и в далекой ЙК-области измерения потока могут проводиться только при помощи космических аппаратов - ракет, спутников, баллонов, орбитальных обсерваторий. Излучение в лаймановском континууме играет важную роль в случае горячих звезд классов 0 и ранних В-звезд. Измерения углового диаметра звезды б требуют учета потемнения к краю диска, измерение которого сопряжено со значительным трудностями.
Для определения не поддающейся измерению доли потока излуче - іа ния звезды традиционно используются модели атмосфер. Однако такое обращение к моделям делает определение эффективной температуры и болометрической поправки "нефундаментальным11 [43. Тем не менее, влияние потемнения к краю при определении В очень мало сказывается на определении эффективной температуры. Подобным же образом, лишь у самых горячих 0-звезд поток в лаймановском континууме составляет значительную долю полю го потока излучения. Для более холодных звезд с развитием внеатмосферных исследований появилась возможность наблюдать их излучение практически во всех участках спектра, в которых вклад излучения в полный поток значителен. Поэтому в случае прямых измерений полного потока излучения можно считать определение эффективной температуры и болометрической поправки фундаментальными.
Существующие методы определения угловых диаметров звезд можно разделить на прямые и косвенные. Подробно они будут изложены в гл. УІ, здесь же мы ограничимся их перечислением. К прямым методам относятся измерения угловых диаметров 0 при помощи интерферометров, при наблюдениях покрытий звезд Луной и спекл-фотометрия. К сожалению, измерения при помощи интерферометра интенсивностей, которые дают максимальную точность в определении 9 , немногочисленны. Шкала эффективных температур, основанная на прямых измерениях угловых диаметров звезд при помощи интерферометра интенсивностей С53, базируется на определениях угловых диаметров 32 звезд.
Из 6313 определений 0 для 4266 звезд, собранных в каталоге угловых диаметров звезд С63, лишь 389 звезд имеют прямые измерения угловых диаметров, причем среди них много переменных, звезд слабее 8™-9т и звезд с большими отрицательньни склонениями, т.е. недоступных для нас. Косвенные (фотометрические) методы определения угловых диаметров, как правило, не являются независимы -13-ми, поскольку основаны на угловых диаметрах, измеренных с помощью интерферометра интенсивностей. К этим методам относится метод поверхностей яркости, использованный Весселинком C7J при построении каталога, включающего угловые и линейные размеры более чем для Е000 звезд. В этом методе определяется калибровочная зависимость поверхностной яркости от показателя цвета B-V. Метод сильно зависит от калибровки, основанной на радиусах, измеренных с помощью интерферометров.
Поэтому весьма актуальной представляется задача определения угловых диаметров звезд при помощи метода, который с одной стороны, является независимым, т.е. не основан на интерферометрических измерениях, а с другой стороны - имеет достаточно высокую точность, которую можно определить при сравнении с измерениями, выполненными прямыми методами. Именно такой метод определения угловых диаметров звезд был использован нами (гл. УІ, § 6.1),
Весьма широко используется метод определения (вернее, оценки) эффективных температур звезд по моделям фотосфер.
В современных моделях звездных атмосфер наряду с распределением температуры с глубиной дается и зависимость выходящего потока от длины волны в диапазоне, включающем далекую ультрафиолетовую и инфракрасную области спектра.
Определение эффективной температуры при сравнении с моделью проводится путем подбора модели, наилучшим образом соответствующей наблюдаемому распределению энергии. Как правило, температура определяется по относительному распределению энергии в паженовском континууме, поскольку эта область спектра сравнительно бедна линиями и, по-видимому, не под /верж/ена влиянию отклонений от локального термодинамического равновесия (ЛТР). Однако при температурах выше 10000 К потеря чувствительности к температуре происходит довольно резко. У горячих звезд максимум распределения энергии лежит слишком далеко от пашеновского континуума и значения температуры, определяемые этим методом, будут отягощены большими ошибками. В случае же более холодных звезд проведение непрерывного спектра становится трудным из-за возрастающего числа линий поглощения, и ошибка в определении температуры растет. Таким образом, эффективные температуры могут быть определены с достаточной степенью надежности лишь для звезд, принадлежащих:, к узкому интервалу спектральных классов - класса А и ранних подклассов класса Р.
Это же утверждение справедливо и для метода определения эффективных температур звезд по величине бальмеровского скачка. Бальмеровсский скачок чувствителен к температуре лишь у горячих звезд, в случае же звезд спектральных классов А иР бальмеровский скачок чувствителен также и к давлению, и чтобы разделить эти два эффекта, нужна дополнительная информация. В звездах класса & и более холодных бальмеровский скачок перестает быть различным на фоне многочисленных линий металлов.
Глубины образования потоков с длинноволновой и коротковолновой границ бальмеровского скачка существенно различаются, и величина бальмеровского скачка зависит от градиента температуры. По- , этому величина бальмеровского скачка для звезд определенного спектрального класса, т.е. с определенной эффективной температурой в разных моделях несколько различаются.
Метод определения температуры с использованием эквивалентных ширин спектральных линий бальмеровской серии водорода или линий металлов основан на зависимости эквивалентных ширин линий от температуры и требует построения калибровочной кривой, связывающей эти параметры для группы звезд с известными значениями температуры. Этот метод имеет свои трудности, связанные прежде всего с невозможностью измерения эквивалентных ширин линий с высокой точностью, а также с тем обстоятельством, что для звезд с Те 8000 К для однозначного определения температуры по эквивалентным ширинам бальмеровских линий, необходимо независимо определить ускорение силы тяжести на поверхности.
Все это приводит к тому, что температуры, определяемые этим методом, имеют такую же точность, как и в случае измерения наклона пашеновского континуума или определения температуры по баль-меровскому скачку СЗП.
Цель работы состоит в создании нового большого массива спектрофотометрических данных, включающего около тысячи звезд, исследовании его надежности и фотометрической однородности, исследовании спектрофотометрических стандартов в широком спектральном диапазоне 3200-10800 8, определении физических параметров атмосфер звезд, исследовании соответствия современных теоретических моделей наблюдаемому распределению энергии, изучении физических особенностей некоторых пекулярных и нестационарных звезд.
Актуальность проблемы определяется широким использованием физических параметров атмосфер отдельных групп звезд и индивидуальных объектов для изучения физических процессов в атмосферах и эволюции звезд, создания более совершенных моделей атмосфер, учитывающих нетепловые эффекты (вращение, потеря массы, магнитные поля), создания надежных стандартов для исследования пекулярных и нестационарных звезд.
Научная новизна работы определяется:
1. Получением новой информации о распределении энергии в спектрах стандартных звезд в диапазоне 3200-7600 и 6300-10800 8. Построением составного спектра стандартных звезд в области 3200-10800 8.
2. Получением новой информации о распределении энергии в спектрах 867 звезд в диапазоне 3200-7600 8 и 150 звезд - в области 6300-10800 8, построением составного спектра в диапазоне 3200-10800 8.
3. Исследованием систематических расхождений полученных спектрофотометрических данных и результатов других спектрофото-метрических и фотометрических рядов наблюдений. Отсутствие заметных систематических расхождений, превышающих величину средней квадратичной ошибки определения монохроматической освещенности для отдельных звезд?свидетельствует о надежности и фотометрической однородности наблюдательных данных.
4. Использованием полученных новых спектрофотометрических данных для определения физических параметров атмосфер звезд разных спектральных классов и классов светимости.
5. Построением шкалы эффективных температур звезд классов В-(3 на основе определения эффективных температур 73 звезд, обеспеченных измерениями в ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном диапазонах. Получением среднего значения физических параметров: эффективной температуры, ускорения силы тяжести, радиуса, светимости для звезд класса АО У.
6. Новыми определениями угловых диаметров звезд и существенным уточнением имеющихся данных.
7. Широкой постановкой проблемы о сравнении современных сеток теоретических моделей с наблюдениями и ее решением в плане использования массовой спектрофотометрии звезд.
1. Использованный метод определения физических параметров атмосфер звезд и полученные результаты могут быть использованы при аналогичных исследованиях в других астрономических учреждениях: Астрофизическом институте АН КазССР, Крымской астрофизической обсерватории АН СССР, Главной астрономической обсерватории АН СССР, Шемахшткой астрофизической обсерватории АН АзССР, Астрономической обсерватории Одесского Госуниверситета.
2. По мере накопления спектрофотометрических данных в ультрафиолетовой и инфракрасной областях спектра данные распределения энергии в диапазоне 3200-10800 8, полученные в ГАИШ, могут быть использованы для определения физических параметров более слабых звезд.
3. Новые данные распределения энергии в спектрах стандартных звезд могут быть использованы в калибровочных работах и стыковке космических ультрафиолетовых данных с наземными.
4. Полученные в работе результаты о применимости современных теоретических моделей атмосфер могут быть использованы при построении более современных моделей, учитывающих нетепловые эффекты.
Апробация работы
Основные результаты, полученные в работе, неоднократно докладывались на заседаниях семинара отдела звездной астрофизики ГАИШ, заседании Ученого Совета ГАИШ, Ломоносовских чтениях ГАИШ (в 1981 и 1984 гг.), Всесоюзном совещании по обсуждению методов абсолютизации спектрофотометрических измерений астрономических источников излучения (Москва, март 1979 г.), заседании комиссии 29 МАС в период ХУП Генеральной Ассамблеи MAC (Монреаль, август 1979 г.), совещании секции "Физика звездных атмосфер" (Лиелупе, май 1981 г.), Всесоюзном совещании по звездным спектрофотометрическим стандартам (Крымская астрофизическая обсерватория, май 1983 г.), совещании подкомиссии № 2 "Звездные атмосферы" проблемной комиссий "Физика и эволюция звезд" многостороннего сотрудничества Академий Наук социалистических стран (КАО, сентябрь 1983 г.).
Содержание работы. Работа состоит из двух частей. Первая часть (І-ІУ главы) посвящена получению большого массива спектрофотометрических данных, включающего 867 звезд, исследованных в диапазоне 3200-7600 % и 150 звезд в области 6300-10800 8.
В первой части работы проводится детальное сравнение полученных спектрофотометрических данных с результатами других авторов, и на основании этих сравнений сделан вывод о надежности и фотометрической однородности полученных данных.
Большое внимание уделено исследованию стандартных звезд в - 2,0 оптическом и ближнем ИК-диапазонах.
Вторая часть работы посвящена определению физических параметров звездных атмосфер. Получены значения эффективных температур и угловых диаметров для звезд разных спектральных классов и классов светимости. Определены основные физические параметры стандартных звезд, которые широко используются как при создании больших массивов спектрофотометрических данных, так и в качестве объектов сравнения при исследовании нестационарных и пекулярных звезд. В эту группу входят стандарты не только ранних спектральных классов В и А, которые используются наиболее часто, но и стандартные звезды классов Рий, которые служат для сравнения при наблюдениях нестационарных и пекулярных звезд этих спектральных классов, а- также планет и комет;
Определены эффективные температуры и другие физические параметры спектроскопических стандартов (стандартов длин волн спектральных линий, эквивалентных ширин), что имеет большое значение для решения задачи создания универсальных стандартов.
Определены физические параметры быстро вращающихся звезд и звезд со "стандартными11 угловыми диаметрами.
Специально выделена и исследована группа звезд классов А,Т? , (к , для которых излучение в диапазоне 3200-10800 8 вносит наибольший вклад в полный поток. Таким образом, наличие однородного в фотометрическом отношении массива наблюдательных данных, основанных на фотоэлектрических наблюдениях, дает возможность получить для них значения полного потока излучения с небольшой точностью. Следовательно, болометрические поправки (B.C.) и эффективные температуры (Те), а также другие физические параметры, которые определяются с использованием значений B.C. и Те , можно считать для этих звезд наиболее надежными.
Во второй части работы наблюдаемое распределение энергии в спектрах звезд классов В- & сравнивается с различными сетками теоретических моделей (гл. У").
В гл. УП исследовано распределение энергии в спектрах пекулярных и нестационарных объектов: звезд с большими скоростями осевого вращения, рентгеновских источников CygX-ІиХРег , сверхгигантов класса А2 1а - oL Суд и 0 Сер . Эти звезды сравниваются с теми же стандартами, которые были использованы при создании большого массива спектрофотометрических данных. Отдельно исследована группа быстро вращающихся звезд с гг іпі 300 км/с. Определены эффективные температуры и другие физические параметры, изучены особенности распределения энергии в их спектрах, проведено сравнение наблюдаемого распределения энергии с теоретическими моделями.
В приложении приводится список спектрофотометрических стандартов, составленный диссертантом и опубликованный в Информационном бюллетене Страсбургского центра звездных данных С103. В этот список входят также звезды со "стандартными" угловыми диаметрами С ИЗ, исследование которых представляет особый интерес (гл. У/, § 6.3).
На защиту выносятся:
1. Создание массива данных распределения энергии в спектрах 867 звезд в диапазоне 3200-7600 8 и 150 звезд - в области 6300-10800 й. Массив основан на оригинальных фотоэлектрических наблюдениях и обладает точностью и фотометрической однородностью, необходимыми для решения широкого круга научных и прикладных задач.
2. Уточнение данных распределения энергии в спектрах стандартных звезд в оптическом и ближнем инфракрасном диапазонах. Создание новой системы стандартов, улучшающей фотометрическую одно - 22, родность массива спектрофотометрических данных в диапазоне 3200-7600 L
3. Результаты определения физических параметров атмосфер 73 звезд разных спектральных классов (эффективных температур, радиусов, светимостей, ускорения силы тяжести) и построение шкалы эффективных температур для звезд класоов В-& . Определение среднего значения эффективной температуры для звезд класса АО У.
4. Результаты сравнения наблюдаемого распределения энергии в спектрах 73 звезд, обеспеченных измерениями в ультрафиолетовом, оптическом и инфракрасном диапазонах, с теоретическими моделями Куруца на основе полученных значений эффективных температур и ускорения силы тяжести.
5. Результаты сравнения наблюдаемого распределения энергии с различными сетками теоретических моделей на основе определения характеристик непрерывного спектра и эквивалентных ширин бальмеровских линий 152 звезд класоов В-Т? главной последовательности.
6. Результаты исследования особенностей распределения энергии в непрерывном спектре и определения эквивалентных ширин бальмеровских линий 144 быстро вращающихся звезд. Определение ориентации оси вращения некоторых звезд с большими скоростями осевого вращения.
7. Результаты определения физических характеристик звезд и газовых оболочек на основе исследования распределения энергии в спектрах некоторых нестационарных звезд ( CygX-i, XPe.r , oLCyg)»
