Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://lnfm1.sai.msu.ru/~vit/curse/curse.ps Дата изменения: Thu May 11 18:23:42 2000 Дата индексирования: Mon Oct 1 22:15:25 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: созвездие лебедя

Московский государственный университет имени М.В.Ломоносова.
Система автоматизированной
обработки спектров источника
SS433.
Курсовая работа на степень бакалавра студента 4 курса
астрономического отделения физического факультета МГУ
Давыдова Виталия Валерьевича.
Научный руководитель: к.ф-м.н. Есипов В.Ф.
Москва, 2000.

Введение.
В настоящей работе представлена создающаяся на настоящий мо-
мент система автоматизированной обработки спектрограмм и ре-
зультаты обработки спектров источника SS433 за 1998 год.
Объект SS433.
Объект SS433 последние 20 лет интенсивно исследуется во всех спек-
тральных диапазонах астрономами многих стран мира. Этот объект уди-
вителен тем, что в его спектре можно увидеть помимо основных эмис-
сионных линий водорода и неионизованного гелия движущиеся линии,
которые вначале не удалось отождествить ни с одним элементом.
Этот объект находится в созвездии Орла. Он представляет собой звез-
ду примерно 14-ой звездной величины, с сильным межзвездным погло-
щением. Блеск объекта периодически изменяется. По последним данным
зарегистрировано несколько периодов изменения блеска.
Свое название SS433 получил по порядковому номеру в каталоге объ-
ектов с сильными линиями излучения, составленном Сандуллаком и Сте-
фенсоном в 1977 году. Уже в 1975 году группой английских и австралий-
ских ученых было обнаружено радиоизлучение этого объекта, а в 1976-78
годах объект был зарегистрирован как рентгеновский источник. Внача-
ле не было уверенности в том, что все три объекта представляют собой
один источник, но в 1978 году английские ученые Д.Кларк и П.Мардин
указали на тождественность оптического, рентгеновского и радиообъек-
тов в направлении на SS433. Кроме того, они обратили внимание на то,
что объект по-видимому находится в генетической связи с необычным
остатком вспышки сверхновой W50, в центре которого он расположен.
Спустя год, после того, как Д.Кларк и П.Мардин получили первый
оптический спектр объекта с высоким разрешением и обраружили эмис-
сии, занимающие нестандартные положения, появилось сенсационное со-
общение о том, что эти линии есть не что иное, как смещенные линии
водорода и неионизованного гелия. После этого открытия началось ин-
тенсивное исследование этого источника.
Было обнаружено, что смещенные линии H и He (т.н. "линии-
сателлиты") перемещаются по спектру на расстояние 900A, причем
смещение происходит с периодом в 164 дня. В спектре SS433 каждая
линия водорода и неионизованного гелия имеет два спутника, центр
1

симметрии которых относительно неподвижной (стационарной) линии
смещен примерно на 12000 км/сек в красную часть спектра (примерно
200A).
В 1979 году появилась первая модель SS433. Основная идея заключа-
ется в кратности объекта, который согласно модели представляет собой
двойную систему, состоящую из "оптической" звезды и релятивистского
объекта с аккреционным диском. На двойственность объекта намекали
исследования Кремптона, Хадчингса и Коли, в которых были обнаруже-
ны 13 дневные низкоамплитудные периодические вариации радиальных
скоростей в стационарных линиях (Crampton, Cowley, Hutchings; 1980).
Вскоре такая периодичность была зарегистрирована в интенсивностях
H и H эмиссий.
Существование линий-сателлитов описывается наличием двух колли-
мированных джетов, которые истекают из аккреционного диска. Уже в
первых работах была определена скорость истечения вещества в джетах,
которая оказалась равной 80000 км/сек. Перемещение линий-сателлитов
происходит из-за прецессии джетов. Причем смещение центра симмет-
рии объясняется поперечным эффектом Допплера. Благодаря отсутст-
вию линий-сателлитов у ионизованного гелия было установлено, что тем-
пература вещества в джетах сравнительно низка, порядка 10000 K. Оба
ждета прецессируют с периодом примерно 164 дня. На настоящее вре-
мя замечено, что изменение прецессионного периода носит случайный
характер. Уклонения прецессионного периода от среднего значения не
превышают 16 дней.
В 1979 году Гладышевым и др. было установлена зависимость 13-
дневной переменности среднего блеска от фазы периода прецессии. В
этом году фотометрическую изменчивость также изучали Kemp and
Arbabi, Gottlieb and Litter, Giles at al.
В 1980 году появляется публикация П.Мардина и Д.Кларка, в кото-
рой было показано, что объект SS433 подвержен сильному межзвездно-
му поглощению (полное поглощение в фильтре V равно около 8m. После
учета межзвездного поглощения температура непрерывного спектра ока-
залась равной 40000 K. Определив расстояние до объекта (около 3 кпс),
была оценена болометрическая светимость в 10 39 эрг/сек.
В этом же году А.М.Черепащук обнаружил, что объект является за-
тменной переменной с периодом 13.09 дня и глубинами главного и вто-
ричного минимумов в 0.5 и 0.3m соответственно. Сопоставление кривой
блеска с кривой лучевых скоростей, построенной по узким эмиссионным
пикам стационарных эмиссий H и H показало, что момент главного
минимума соответствует максимуму лучевых скоростей.
Попытки оценки масс, исходя из предположений о том, что линия H
2

отражает орбитальное движение либо аккреционного диска, либо опти-
ческой звезды, привели к двум совершенно противоположным выводам.
В первом случае мы имеем маломассивную двойную систему (Кремптон
и др.; 1980), а во втором - довольно массивную систему с оптической звез-
дой, имеющей массу порядка 100 масс солнца, и компактным объектом
с массой примерно 19 масс солнца (Мардин и др.). Оба варианта плохо
подтверждаются последующими наблюдениями. В 1981 году в издании
"Письма в астрономический журнал" выходит статья А.М.Черепащука,
в которой была оценена масса компактного объекта. Используя предпо-
ложение о возможном образовании линии H в струе, вещество которой
перетекает в тепловой шкале времени с "оптической" звезды в аккре-
ционный диск, А.М.Черепащук оценивает верхний и нижний пределы
массы X-компонента - 0.3 < Mx < 5 масс солнца.
О современной модели источника SS433.
Современная наука рассматривает источник SS433 как массивную
затменно-переменную двойную систему, состоящую из "нормальной"
звезды спектрального класса O или B с массой более 10 Msun и ре-
лятивистского объекта, окруженного достаточно ярким аккреционным
диском. Причем аккреционный диск является оптически толстым и пре-
цессирует с периодом примерно 165 дней. Из центральных областей ак-
креционного диска вырываются противоположно направленные джеты,
которые отслеживают прецессию диска. Случайные уклонения джетов
от перпендикуляра к аккреционному диску не превышают угла раство-
ра джетов и составляют примерно 3 градуса. Узкие эмиссионные пики
стационарных линий формируются в газовой струе, истекающей из "нор-
мальной" (оптической) звезды к диску.
Объект SS433 вполне подобен классическим массивным рентгенов-
ским двойным системам типа Лебедь X1, Центавр X3 и др., с той лишь
разницей, что в нем наблюдается исключительно яркий в оптическом
диапазоне аккреционный диск, непрозрачный для рентгеновского излу-
чения центрального аккрецирующего релятивистского объекта. Предпо-
лагается, что эта непрозрачность связана с высокой скоростью истече-
ния вещества "нормальной" звезды на релятивистский объект (пример-
но 10 4 Msun=год). Из-за большой скорости истечения вещества реляти-
вистский объект не способен полностью аккрецировать все падающее
на него вещество. Вследствие этого подавляющая часть аккрецируемого
вещества (99%) выбрасывается наружу в виде двух джетов. Реализу-
ется режим сверхкритической дисковой аккреции, впервые описанный
3

Р.А.Сюняевым и Н.И.Шакурой. Вполне возможно, что за ускорение и
коллимацию вещества джетов отвечает давление излучения, но дета-
ли этого процесса пока неясны. Группа В.Ф.Шварцмана показала, что
у SS433 отсутствует быстрая оптическая переменность на временах от
0.1 миллисекунды до 10 секунд, что свидетельствует в пользу наличия
сверхкритического аккреционного диска.
Нормальная звезда находится на более поздней стадии эволюции и
переполняет свою полость Роша, истекая в тепловой шкале времени. Та-
кая стадия двойных систем длится около 10 3 10 4 лет. Это объясняет
тот факт, что SS433 пока единственный открытый объект, находяшийся
в этой кратковременной стадии.
Постановка задачи.
Проблема источника SS433 остается актуальной и на сегодняшний
день. Особый интерес, проявляемый астрономами всего мира к этому
объекту, обусловлен прежде всего многими нерешенными проблемами.
В частности, до сих пор до конца непонятен механизм коллимации дже-
тов, и неизвестна природа X-компоненты. Весьма важную роль играют
многочисленные исследования проявлений объекта во всех спектральных
диапазонах.
На сегодняшний момент накопилось огромное количество необрабо-
танных спектрограмм источника SS433, полученных В.Ф.Есиповым, на-
чиная с 1993 года. Полная обработка этих наблюдательных данных имеет
большой научный интерес. На сегодняшний день не существует более-
менее подходящей системы обработки спектров, которая бы позволила
эффективно обработать большое количество наблюдательного материа-
ла.
Конечной целью настоящей работы является разработка программ
обработки массовых однотипных наблюдений для быстрого получения
первичных результатов. В связи с этим было принято решение о создании
системы автоматизированной обработки, удовлетворяющей следующим
требованиям.
1. Программное обеспечение должно непосредственно работать с
SBIG графическими форматами файлов (в этом графическом формате
хранится подавляющее количество спектрограмм).
2. Оно должно обеспечить необходимые функции, используемые при
обработке спектров (в частности, обрезание спектров, вычитание, ис-
правление за плоское поле, построение дисперсионной кривой, матема-
тические функции, в частности аппроксимацию).
4

3. Программное обеспечение должно иметь функциональные возмож-
ности для обеспечения эффективной работы с большим количеством
файлов.
4. Интерфейс должен отвечать современным требованиям (создание
окон, диалогов, обеспечение удобной работы с программой).
5. Программное обеспечение должно работать под операционной сис-
темой типа UNIX.
О создании автоматизированной системы
обработки спектров.
Многие вышеперечисленные программы плохо приспособлены к обра-
ботке спектров. Например, программа CCDOPS неприспособлена для од-
новременного обрезания спектра источника и вычитания из него спектра
неба. Для этого приходится использовать пакет PCVISTA. Кроме того,
ни одна программа не позволяет эффективно устранить высокие пиксе-
ли в спектре (шумы). Они отличаются от спектральных линий тем, что
занимают только один пиксель и связаны с шумами матрицы. Процесс
устранения таких пикселей в своем простейшем варианте заключается в
усреднении на основании значений соседних пикселей. В программе SPE
для их устранения надо вручную указать пиксели (пометить маркером),
что достаточно неэффективно при большом объеме данных.
Из-за небольшого количества, имеющихся в распоряжении научного
работника, программ, удовлетворяющих современным требованиям, про-
блема разработки перспективного программного обеспечения для астро-
номических целей остается весьма актуальный.
Для достижения поставленной в работе цели автором была проде-
лана большая работа по освоению методов программирования под Unix.
Началось непосредственное создание программного обеспечения. На дан-
ный момент созданы несколько программ в рамках проекта. В конечной
стадии все программы будут объединены в одну программу с современ-
ным интерфейсом (окна, диалоги, выпадающие меню). Всевозможные
операции над числами будут основаны на создаваемой "математической
библиотеке", которая на данный момент поддерживает следующие функ-
ции: функция обрезания точек, выходящих за поставленные пределы, и
нахождение периодов повторяемости заданной зависимости.
Функция нахождения одного периода использует алгоритм перебора
периода (и фазы) и аппроксимации "табличной функции" при помощи
sin для каждого значения периода c использованием МНК. Для этого
используется формула (1).
5

y i = A sin (
2
P
t i + ) + C: (1)
Алгоритм построен на основании определения минимальной невязки,
вычисляемой по формуле (2), и соответствующего ей периода. Получен-
ный период является результатом работы алгоритма.
S =
n
X
i=1
(A sin (
2
P
t i + ) + C l i ) 2 : (2)
Аналогичный алгоритм используется при нахождении двух пери-
одов, только в качестве аппроксимирующей функции была выбрана
сумма двух синусов. На настоящий момент была написана программа
"tpfinder", которая непосредственно использует возможности "матема-
тической библиотеки" для нахождения периода.
Программирование ведется на языке программирования С++ c ис-
пользованием современных библиотек. Для создания диалогового интер-
фейса (окна, выпадающие меню, и т.д.) используется библиотека Qt фир-
мы "Troll". Создание программного обеспечения носит некоммерческий
характер и создается в рамках "GNU GPL". "Скриншот" программного
интерфейса можно увидеть по адресу lnfm1.sai.msu.ru/vit.
Обработка спектров SS433.
В этом разделе представлены результаты обработки спектрограмм
уже имеющимися средствами с активным использованием уже создан-
ных программ в рамках системы автоматизированной обработки спек-
тров. В частности использовалась программа, обрезающая т.н. "высо-
кие" и "нулевые" пикселы и программа "tpfinder", при помощи которой
были определены периоды в полученных в результате обработки спек-
трограмм зависимостях (см.ниже).
Исходные данные.
Начиная с 1993 года В.Ф.Есиповым было получено большое количест-
во спектров источника SS433. Спектры были получены в Крымской лабо-
ратории ГАИШ на 1.25 метровом телескопе "ЗТЭ" в 1998 году. Фокусное
расстояние составляет 22 метра. Для получения изображений спектра
использовался А-спектрограф с "высокой" щелью (5'). Фокусное рассто-
яние камеры спектрографа F = 58 мм. В качестве приемника излучения
использовалась ПЗС-матрица ST-6(I). Спектральное разрешение аппа-
ратуры составляет около 5A. Источник экспонировался с выдержкой 30
минут.
6

Используемая методика обработки спектров.
Выбор методики обработки спектров напрямую зависит от того, что
необходимо определять из спектрограмм. В качестве примера достаточ-
но упомянуть об определении истинных интенсивностей линий в спектре
и об определении их положения. Используемые методики обработки в
этих двух случаях довольно сильно различаются. Если при определении
положения линий в спектре достаточно построить хорошую дисперсион-
ную кривую, то для определения истинных интенсивностей линий надо
также учесть искажения, вносимые оптической системой. В настоящей
работе конечным результатом обработки спектров является определение
длин волн и эквивалентных ширин линий (изучаемые линии передвига-
ются по спектру).
Для того, чтобы получить правильную форму спектра источника, не
искаженную какими-либо причинами, недостаточно только "вырезать"
его из ПЗС-изображения. Полученный спектр будет искажен благода-
ря многим причинам. Во-первых, наличие темнового тока способно пол-
ностью подавить полезный сигнал. Во-вторых, каждый пиксел матрицы
имеет свойственную только ему чувствительность. Кроме того эта чувст-
вительность зависит от длины волны падающего излучения.
Темновой ток исправляется довольно просто. Для этого достаточно
сделать экспозицию с закрытым затвором (внешнее излучение не падает
на матрицу). При этом время экспонирования должно быть равным вре-
мени экспонирования объекта. Кроме того, температура матрицы, при
которой получается ПЗС-изображение при закрытом затворе, должна
быть равной той температуре, которую имела матрица в момент полу-
чения спектра источника. Это связано с тем, что физика темнового тока
напрямую связана с температурой матрицы. После получения двух изо-
бражений: изображения объекта и темнового тока, достаточно програм-
мно вычесть одно из другого. В итоге мы получим изображение объекта
без темнового тока.
Гораздо сложнее учесть плоское поле. Для этого матрицу равномерно
по ее поверхности засвечивают источником света (лампой). В случае иде-
ального приемника излучения зарегистрированные интенсивности каж-
дого пиксела были бы равны. В действительности получается более слож-
ная картина. Имея ввиду равномерную по поверхности засветку матри-
цы, можно определить чувствительность каждого пиксела в отдельности
и исправить изображение объекта за "плоское поле". Сложность такого
рода обработки заключается в трудности создания пучка света достаточ-
но большого диаметра (пучок должен полностью освещать поверхность
матрицы), интенсивность в котором остается постоянной на протяжении
7

всего диаметра.
В случае получения спектра ситуация становится более сложной, по-
тому что помимо индивидуальной чувствительности каждого отдельно
взятого пиксела, надо учесть спектральную чувствительность. Это озна-
чает, что для точного учета различий в чувствительности формально
надо для каждой длины волны получить "плоское поле". Существует
методика, при помощи которой можно учесть одновременно и плоское
поле, и спектральную чувствительность. Она довольно проста и заключа-
ется в получении спектра "лампы". Полученный спектр будет искажен.
Зная эталонный спектр "лампы", можно зафиксировать возникщие ис-
кажения и в дальнейшем использовать для исправления получаемых в
будущем спектров.
Все вышесказанное справедливо для идеальной оптической систе-
мы, через которую проходит излучение, прежде чем попадет на ПЗС-
матрицу. В действительности спектр искажает не только ПЗС-матрица,
но и оптическая система. Это прежде всего связано с различной про-
пускной (отражательной) способностью оптических элементов (линзы,
зеркала) в зависимости от длины волны проходящего через систему из-
лучения, говоря другими словами, спектр источника необходимо испра-
вить за т.н. "аппаратную функцию" оптической системы.
В настоящей работе для получения спектров используется ПЗС-
матрица типа ST-6(I). Вносимые оптической системой (с приемником
излучения) искажения можно разделить на две группы: искажения спек-
тра "по форме" и искажения спектра, связанные с неполным попаданием
на приемник излучения светового потока от звезды, "собираемого" оп-
тической системой (зеркалом телескопа). Последнее искажение только
"опускает" спектр объекта по вертикали в координатах "длина волны
- поток", где поток соответствует ординате. Под искажениями спектра
"по форме" подразумеваются такие искажения спектра, которые нельзя
исправить простым переносом вдоль оси, соответствующей потоку (ось
Y) в вышеописанных координатах. Искажения спектра, связанные с не-
полным попаданием света от звезды на приемник излучения, никак не
влияют на эквивалентные ширины линий. Это вытекает непосредственно
из определения эквивалентной ширины линии и связано с тем, что при
этом поток от линии и от континуума уменьшаются одинаково. Исходя
из этого, получаемые спектры источника в данной работе исправляются
только за форму спектра.
Для исправления за искажения, вносимые оптикой и самой матрицей,
использовались эталонная звезда и "спектральное плоское поле". Изо-
бражение спектра эталонной звезды получалось аналогичным способом,
что и изображение исследуемого источника. Спектр эталонной звезды,
8

проходя через оптическую систему и попадая на матрицу, искажается.
По регистрируемой форме спектра эталонной звезды, можно определить
вносимые оптической системой и приемником излучения искажения и в
будущем исправить за эти искажения спектр исследуемого объекта. В на-
стоящей работе за "спектральное плоское поле" исправляется не тольно
спектр источника, но и спектр эталонной звезды.
Построение дисперсионной кривой.
Важным свойством спектроскопии с высокой щелью является воз-
можность удаления из спектра источника линий неба, так как кроме
спектра источника одновременно получается спектр неба. Эта операция
осуществляется программно. Кроме того, спектр неба можно использо-
вать для получения дисперсионной кривой. Такой способ используется
для получения дисперсионной кривой в данной методике.
В качестве "эталонных" линий использовались линии неба: 5577, ,
6300 и 6363, 6833, 6863, 7240, 7600. В качестве аппроксимирующего по-
линома была выбрана квадратичная парабола. Точность построения дис-
персионной кривой по этим линиям, определяемая по отклонениям ис-
тинного положения линий от положения, определяемого аппроксимиру-
ющей параболой, вполне удовлетворяет требованиям работы.
Используемые в методике программы.
Исходные снимки спектров были представлены в цифровом виде
(файл), в графическом формате "ST-6 Compressed". Для вычитания тем-
нового тока и исправления за "спектральное плоское поле" использова-
лась программа CCDOPS фирмы SBIG, которая входит в прилагаемый
к матрице пакет программного обеспечения. Данная программа непо-
средственно работает с "ST-6" графическим форматом и имеет возмож-
ности по конвертированию в другие графические форматы, в частнос-
ти, в FITS, TIFF. После исправления за темновой ток и плоское поле
спектрограмма сохранялась в FITS-формате. Впоследствии из нее "вы-
резались" спектры неба и источника при помощи пакета PCVISTA. Для
построения дисперсионной кривой использовался пакет программ SPE.
Аналогичные операции проводились с изображением спектра эталон-
ной звезды. После этого спектр источника исправлялся за спектраль-
ную чувствительность всей аппаратуры при помощи утилит, написан-
ных сотрудником ГАИШ специально для настоящей методики, при этом
9

Рис. 1: Зависимость смещения красной и синей компонент от времени.
использовался спектр эталонной звезды. Заключительным этапом явля-
лось выделение из спектра при помощи программы SPE континуума и
непосредственное измерение эквивалентных ширин линий и их положе-
ния по длине волны (программа SPE).
Результаты, полученные в процессе
обработки спектров.
В настоящей работе были обработаны спектрограммы, полученные в
1998 году. В результате обработки спектрограмм были получены следую-
щие зависимости: зависимость эквивалентных ширин линий-сателлитов
от времени и зависимость смещения линий-сателлитов в шкале скоростей
от времени (графики зависимостей прилагаются ниже).
Графики зависимостей "эквивалентная ширина  время" приведены
к фазовому интервалу по формуле (3).
T = 2450930:0 d
+ 162:2E: (3)
Анализ полученных результатов.
1. При помощи программы tpfinder были получены следующие пери-
оды в движении линий-сателлитов, которые были определены по зави-
симости "смещение-время": 1 компонент - 162:2 d , 2 компонент - 161:4 d .
10

Рис. 2: Зависимость эквивалентной ширины линии (первый компонент)
от времени.
Рис. 3: Зависимость эквивалентной ширины линии (второй компонент)
от времени.
11

Таблица 1. Параметры аппроксимации для зависимости "смещение - время".
Первый компонент Второй компонент
T 162:2 d 161.4
A 26271.4 28777.6
C 23687.9 -6039.9
 0 5.9
Ошибка определения периода не изучалась. При определении периодов
в качестве начального значения был взят P = 100 d , а в качестве конеч-
ного P = 200 d . Определение периода по зависимости "Эквивалентная
ширина - время" выявило следующие периоды в диапазоне 140 d 180 d :
1 компонент - 166:5 d , 2 компонент - 154:9 d . Такой большой разброс по-
видимому связан с большой ошибкой определения периода, на которую
влияют как малая статистика (около 30 точек) так и нечетко выраженная
зависимость (на графике визуально этот период не прослеживается).
По зависимости "смещение-время" для первой компоненты была по-
лучена формула (3) для приведения юлианских дат к фазам.
2. В процессе обработки спектров было замечено, что в движении
линий-сателлитов существует несколько периодов (как минимум два).
Кроме прецессионного движения линии-сателлиты вероятно участвуют
в движении, период которого равен нескольким дней. Из-за малой ста-
тистики не удалось получить численное значение периода. По-видимому
такое движение связано с нутацией.
3. Временами линии-сателлиты подвергались расщеплению на две на-
кладывающиеся друг на друга линии.
Заключение.
Создаваемая система автоматизированной обработки спектрограмм
проектируется как универсальная система обработки, отвечающая со-
временным требованиям. Планируется сделать первую работающую -
версию программы к концу лета. Она позволит исправлять спектр за
плоское поле и темновой ток, "вырезать" спектр из спектрограммы, стро-
ить дисперсионную кривую, исправлять за звезду. После тестирования
и начала эксплуатации планируется обработать все существующие спек-
тры источника SS433.
Литература.
12

1. Фотометрия и орбитальный период SS433. Астрономический цирку-
ляр, N 1145, 1980г. 26 декабря.
2. Основные закономерности в изменении блеска SS433. Астрономи-
ческий циркуляр, N 1146, 1980г. 27 декабря.
3. Прецессирующий аккреционный диск в затменной системе SS433.
Астрономический циркуляр, N 1147, 1980г. 30 декабря.
4. О массе компактного объекта в системе SS433 (Черепащук). Письма
в астрономический журнал, т.7, N 4, 1981г.
5. Фотометрическая переменность SS433 (V 1343 Aql) в 1979-1981 гг.
(Гладышев, Горанский, Черепацук) Письма в астрономический журнал,
т.9, N 1, 1983.
6. SS433 (V 1343 Aql) как двухпериодическая звезда. (Горанский В.П.)
Письма в астрономический журнал, т.9, N 1, 1983.
7. Периодичности в фотометрической переменности SS433. (Черепа-
щук А.М., Яриков С.Ф.) Письма в астрономический журнал, Т.17, N 7,
1991, стр. 605.
8. О характере переменности спектра SS433 с 6-ти дневным периодом
(июль-август 1981 г.). Копылов И.М., Кумайгородская Р.Н., Сомов Н.Н.,
Сомова Т.А., Фабрика С.Н. Астрономический журнал, т. 64, вып. 4, 1987,
стр. 785.
9. Данные фотометрических наблюдений и их интерпретация. Чере-
пащук А.М. Итоги наука и техники, Астрономия, т.38, 1988, стр. 60.
10. Оптические струи SS433. Анизотропия излучения струй. Панфе-
ров А.А., Фабрика С.Н., Рахимов В.Ю. Астрономический журнал, 1997,
N3, стр. 392-406.
11. Оптические струи SS433. Физические параматры струй. Панферов
А.А., Фабрика С.Н. Астрономический журнал, 1997, N4, стр. 574-585.
12. Анализ вспышечной активности SS433 на базе фотоэлектрических
данных. Исрамбетова Т.Р. Письма в АЖ, 1997 (23), N 5, стр. 341-349.
13. Влияние фотоионизации на излучение ударных волн в резонанс-
ных переходах ионов FeXXV, FeXXVI при столкновении быстрых око-
лозвездных потоков. Алексендрова О.В., Бычков К.В. Астрономический
журнал, 1998 (75), N 2, стр. 188-196.
14. Оптическая переменность SS433 в 1979-1996 гг. Горанский В.П.,
Есипов В.Ф., Черепащук А.М. Астрономический журнал, 1998 (75), N 2,
стр. 240-260.
15. Анализ многоцветных фотометрических наблюдений SS433
(V1343 Aql). Горанский В.П., Есипов В.Ф., Черепащук А.М. Астроно-
мический журнал, 1998 (75), N 3, стр. 383-393.
16. Сверхкритический аккреционный диск в системе SS433. Фабрика
С.Н. Astrophys and Space Science, 1997 (252), N 1-2, p. 439-450 (Англ.).
13

17. Асадулаев С.С, Черепащук А.М. Астрономический журнал, 1986
(63), стр. 94. (1986, 6.51.666).
18. Бескин Г.М., Неизвестный С.И., Пимонов А.А., Плахотниченко
В.П., Шварцман В.Ф. Астрономический циркуляр, 1979, N 1087.
14

Полученные данные.
юлианская дата смещ. 1 k.(км/сек) экв.шир. 1к.(A) смещ. 2 к.(км/сек) экв.шир.2к.(А)
50903 -4309 86.7 22829 122.8
50904 -4231 29.6 20707 124.6
50904 -4292 28.3 20575 121.6
50905   16988 64.4
50906 5453 90.1 15825 77.1
50907 5166 122.0 15909 95.2
50931 27025 62.8 -6246 76.3
50933 25691 89.1 -6311 89.1
50934 24534 115.0 -8279 101.5
50936  -13330 83.2
50939 33157 122.8 -13563 164.8
50940 34002 104.1 -13537 162.9
50941 34678  -14286 105.6
50956 46929 41.1 -29684 29.6
50957 46949 47.6 -33441 41.3
50958 46741 61.9 -33061 73.4
50959   -31494 72.1
50961 46878 55.7 -30908 51.1
50987   -28602 51.4
51027 9141 208.3  
51028 9007 255.5  
51029 6735 116.7  
51030 6259 34.9  
51031 5976 17.2  
51041   21043 114.0
51042   22589 162.0
51043   22645 84.0
51045 4108 108.0 19760 123.0
51046   18166 89.8
51047   20566 107.0
51048   22553 84.0
51073 4624 125.0  
51074 4593 15.0 12000 102.0
51075   11663 114.0
51076   11495 163.0
51077   10689 187.0
51078   10037 212.0
51080   10227 64.0
51081 14180 40.0  
51082 15774 56.0  
51083 16342 59.0  
51084 16226 80.0  
51085 15427 50.0  
51105 33422 76.6 -20093 85.5
51106 34178 63.6 -20203 74.5
51107 35857 76.7 -20993 72.2
51109 38772 30.8 -23476 107.0
51110 38063 42.9 -21575 79.9
15