Двойные звезды и начальная функция масс

Актуальность темы

Фундаментальной проблемой звездообразования и звездной эволюции является вопрос о массах образующихся звезд. Поскольку эволюция звезды определяется, в основном, ее начальной массой, то распределение по массам звезд, образующихся в данном месте и в данное время (начальная функция масс, НФМ), является ключевым распределением для понимания строения и эволюции звездных систем. Несмотря на значительный прогресс, сделанный в недавние годы в понимании образования одиночных звезд, вопрос о распределении звезд по массам остается открытым. Таким образом, определение формы НФМ и границ ее применения является одной их самых актуальных проблем астрофизики.

Наши знания о начальном распределении звезд по массам формируются преимущественно на основании изучения ограниченных по объему звездных ансамблей в солнечной окрестности. С помощью различных астрометрических, фотометрических и спектрометрических методов можно получить распределение звезд главной последовательности по абсолютным звездным величинам, или функцию светимости (ФС). Затем, с помощью соотношения масса-светимость (CMC) из ФС может быть получена современная функция масс. Наконец, после учета эффектов звездной эволюции может быть определена НФМ.

При определении НФМ солнечной окрестности массивные звезды обычно берутся из молодых ассоциаций на расстояниях до нескольких килопарсек. Маломассивные же звезды в НФМ поставляет хорошо перемешанное население диска (до расстояний порядка нескольких десятков парсек). Таким образом, вследствие своего малого времени жизни на главной последовательности, массивные звезды в получаемой таким образом НФМ весьма молоды (106 — 108 лет), в то же время маломассивные звезды имеют возрасты в районе 108 — Ю10. Следовательно, для корректного определения НФМ необходимо решить вопрос о постоянстве НФМ во времени и в пространстве (по крайней мере, в диске Галактики). Другими словами, молекулярные облака, из которых образовались наблюдаемые в настоящий момент звезды главной последовательности, должны были формировать эти звезды с той же НФМ, что и молекулярные облака в наблюдаемых сегодня областях звездообразования.

Солпитер (1955), используя доступную в то время информацию о ФС звезд поля и времени жизни звезд, определил, что НФМ в диапазоне масс 0.4 — Ют©представляет собой степенную функцию (в современных обозначениях): f (m) = dN/dm = km01, а = -2.35 (1) или, учитывая что х) = у (х)х In 10,.

F{gm) = d (N)/d (lgm) = Лт" г, Г = 1.35. (2).

Первым исчерпывающим определением НФМ на всем диапазоне звездных масс можно считать работу Миллера и Скало (1979), впоследствии существенно модифицированную Скало (1986). Основным результатом этих работ был тот факт, что простая степенная функция не может адекватно аппроксимировать форму НФМ на всем диапазоне звездных масс. Логнормальная функция представляла собой гораздо лучшую аппроксимацию, позволяющую, в частности, объяснить уменьшение наклона для маломассивных (т < 0.5т@) и увеличение наклона для массивных (т > 1От0) звезд. Последующие наблюдения в целом подтвердили наличие уплощения на НФМ маломассивных звезд.

В дальнейшем и маломассивный (см. Малков 1987, Пискунов и Малков 1987, Кроупа 1998, Рейд 1998) и массивный (Гармани и др. 1982, Мэси 1998) участки НФМ подвергались детальному исследованию и, зачастую, значительной ревизии. В частности, большой прогресс был достигнут в последнее время в определении локальной ФС и НФМ звезд малых масс. Он стал возможен благодаря появлению глубоких фотометрических (в т.ч. инфракрасных) обзоров, новым высокоточным астро-метрическим данным (космическая миссия Hipparcos и наземные CCD наблюдения), новым моделям атмосфер холодных карликов и более точным CMC слабых звезд. В настоящее время широкое признание получили кусочно-линейные аппроксимации НФМ, опубликованные Кроупой и др. (1993) а = -0.70—1.85 при т= 0.08 — 0.5т©а = —2.2 при т = 0.5 — 1т©а = —2.7 при т > 1т©и Скало (1998).

Г = 0.2 ±0.3 при т = 0.1 — lm© г = 1.7 ± 0.5 при т = 1 — 10m© г = 1.3 ±0.5 при т = 10- - 100m©.

Наиболее значительные результаты, достигнутые в определения формы НФМ, суммированы на рис. 1 и в таблице 1, некоторые популярные НФМ приведены также на рис. 2. Можно видеть, что современные значения наклона НФМ для 0.1т©группируются в районе, а = —1.2, в то время как разброс значений, а при т = 1 т©значительно больше (в среднем для этих масс, а = —1.8).

Как было упомянуто выше, одной из важных проблем, связанных с НФМ, является вопрос об ее универсальности в пространстве. Кен-никут (1998) в своем обзоре, указывая на большие различия физических условий в галактиках (особенно если рассматривать весь диапазон типов галактик и звездных популяций в них), признает, тем не менее, согласованность всех наблюдательных данных, в пределах ошибок, с одной, универсальной НФМ, которая имеет примерно солпитеровский наклон для звезд с массами больше солнечной и становится более плоской (а = —1.4) для менее массивных звезд.

Мэйер и др. (1999) в своем исчерпывающем обзоре сделали вывод о том, что маломассивный участок НФМ не различается существенно от одной области звездообразования к другой. Кроме того, распределение по массам образующихся в настоящее время из молекулярных облаков звезд.

1 а О.

— 2.

— 3.

1950 1960 1970 1980 1990 2000.

Рисунок 1: Значения наклона НФМ, полученные в различных работах (по оси абсцисс отложен год публикации). Крестики — значения, а для т = 0.1т©-, кружки — значения, а для т = 1т©-. о а. ш !-, сб в.

СЮ О.

1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 X X 1 1.

— х.

— X X X Ф X X ~.

8) —.

— хО.

I о О —.

— о О О.

— 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1 1.

— 10 12 log т.

Рисунок 2: Начальные функции масс Солпитера (1955), Кроупы и др. (1993) и Скало (1998).

Таблица 1: Начальные функции масс диапазон, а при, а при ссылка масс m=lm@ m=0.1mo.

0.4 — 10. -2.35 Солпитер (1955).

0.7 — 80. -2.70 Тафф (1974).

0.1 — 0.4 -2. Ларсон и Тинсли (1978).

0.1 — 100. -1.94 -1. Миллер и Скало (1979).

0.1 — 1.58 -2.2 -1.144 Рана (1987).

0.1 — 0.35 0. Кроупа и др. (1990).

0.08 — 100. -2.7 -1.3 Кроупа и др. (1993).

0.01 — 0.2 -0.75 Бэрроус и др. (1993).

0.12 — 1. -1.7 -1.7 Хейвуд (1994).

0.08 — 1.4 -1.05 -1.05 Рейд и Гизис (1997).

0.08 — 1. -1 -1 Рейд (1998).

0.1 — 100. -2.7 -1.2 Скало (1998).

0.08 — 0.6 -1.1 Женг и др. (2001).

0.01 — 0.2 -0.8 Бежар и др. (2001) соответствует НФМ звезд поля в солнечной окрестности. Эти выводы могут быть применимы, по крайней мере, к глобальным характеристикам НФМ (таким как отношение количества массивных и маломассивных звезд) — наблюдательные данные не исключают более тонких различий в НФМ разных областей. Что же касается массивных звезд, то НФМ здесь не различается сильно для скоплений и ассоциаций Галактики и Магеллановых облаков (Мэси 1998).

Таким образом, современные наблюдательные данные не опровергают гипотезу о пространственной универсальности НФМ.

При исследовании вопроса о форме НФМ необходимо принимать во внимание тот факт, что изрядная доля звезд входит в состав двойных и кратных систем. Наличие компонента изменяет, вообще говоря, эволюцию звездыа также может приводить к искажению наблюдательных характеристик. Это обстоятельство нужно учитывать при получении наблюдательной ФС и коррекции ее за различные эффекты селекции. Таким образом, функция звездообразования, определяющая рождение и дальнейшую эволюцию звезд, должна учитывать наличие двойных, т. е., зависеть не только от возраста и массы звезды, но и от массы компонента, а также большой полуоси и эксцентриситета орбиты.

Двойственность звезд главной последовательности составляет, по разным оценкам, от ~ 35% для М-звезд до ~ 70% для В-звезд. Очевидно, эти значения являются нижней границей: развитие методов наблюдений и интерпретаций наблюдательных данных приводит к открытию новых компонентов. Так, о недооценке степени двойственности солнечной окрестности свидетельствуют результаты, полученные Виленом и др. (1999) и Дельфоссом и др. (1999а).

В последнее время, благодаря увеличению наблюдательного материала, полученного на современных наземных и космических обсерваториях, появились свидетельства того, что и наблюдаемые ФС, и результирующие НФМ подвержены (зачастую значительно) искажениям, связанным с недоучетом влияния двойных звезд.

Кроме того, двойные системы некоторых типов являются единственным источником независимо определенных эмпирических масс и све-тимостей звезд. Построенное на основе этих данных соотношение масса-светимость звезд главной последовательности является фундаментальной калибровочной шкалой для определения звездных масс, а также для восстановления из наблюдательных данных начальной функции масс и истории звездообразования.

Задача определения НФМ представляется актуальной еще и потому, что обсуждаемые в данной работе различия в механизмах образования и значениях наблюдательных параметров широких и тесных систем ставит под сомнение правомерность применения калибровок и соотношений, полученных по данным о тесных двойных (например, соотношения масса-светимость звезд умеренных масс), к одиночным звездам и компонентам широких пар.

Цель диссертации. В работе преследовались следующие основные цели.

1. Создание исчерпывающих списков визуальных двойных и за-тменных спектроскопических двойных систем с высокоточными динамическими массами компонентов и построение на их основе современного эмпирического соотношения масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности.

2. Исследование вопроса о различиях в образовании, эволюции и наблюдательных проявлениях между широкими и тесными двойными звездами. Изучение и моделирование наблюдаемых значений кратности звезд и распределения систем по отношению масс компонентов.

3. Определение начальной функции масс по результатам аналитического и численного моделирования наблюдательных распределений. Оценка нижнего предела масс образующихся звезд и исследование вопроса о постоянстве значения наклона начальной функции масс для разных диапазонов масс.

Краткое содержание диссертации. В первой главе обсуждаются степень кратности звезд и основные статистические свойства двойных систем. Здесь же рассматриваются возможные механизмы образования и наблюдаемые свойства молодых двойных систем. Исследуется вопрос о степени влияния на результаты и интерпретацию наблюдений систем более высокой кратности. Описан процесс получения динамических масс и других параметров компонентов систем различных типов.

Во второй главе обсуждается ряд проблем, связанных с получением функции светимости. Это — неполнота наших знаний о звездах ближайшей солнечной окрестности, а также искажение формы функции светимости из-за наличия в статистике фотометрически неразрешенных двойных систем. Здесь же оценивается вклад таких систем в локальную скрытую массу.

В третьей главе описывается CMC маломассивных звезд. Помимо вопросов о болометрических поправках и фотометрических системах для холодных звезд в данной главе обсуждаются причины отклонения индивидуальных объектов от CMC. Исследуется также вопрос об ограничении на точность наклона начальной функции масс, накладываемым современным уровнем знаний о CMC маломассивных звезд. В этой же главе описан метод и результаты определения параметров компонентов ряда звезд, входящих в двойные системы.

В четвертой главе рассматриваются затменные двойные звезды с линиями обоих компонентов в спектре и приводится соотношение масса-светимость, полученное по данным о таких двойных. Затем обсуждаются различия между компонентами разделенных затменных двойных систем главной последовательности и изолированными звездами главной последовательности. Описаны наблюдательные проявления этих различий, даны возможные объяснения и исследование влияние этих различий на соотношение масса-светимость и начальную функцию масс.

В пятой главе исследовано влияние двойственности звезд на точность определения начальной функции масс. Для этого в качестве сценария образования двойных были приняты случайные попарные объединения звезд, массы которых распределены в согласии с некоторой «фундаментальной» начальной функцией масс. Проведено моделирование и сравнение с наблюдениями начальной функции масс солнечной окрестности. В этой же главе обсуждается связь начальной функции масс, с одной стороны, с наблюдаемыми степенью кратности звезд и распределением систем по отношению масс и отношению светимостей компонентов, с другой стороны. Здесь же исследуется проблема обнаружения пар, содержащих коричневый карлик.

В заключении суммированы основные результаты и выводы диссертации.

Научная новизна. В работе впервые сделано следующее.

1. Скомпилированы исчерпывающие списки двойных и кратных систем, содержащие высокоточные данные о светимостях и динамических массах компонентов (с характерной точностью масс 3−5% для затмен-ных спектроскопических двойных и 30−40% для визуальных двойных).

2. Разработана методика определения параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы. Надежность методики подтверждена последующими независимыми наблюдениями.

3. Разработан метод определения возрастов и химических составов компонентов спектроскопических двойных.

4. Обнаружены различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд одного и того же спектрального типа. Предложены причины такого различия: вращение звезд, эволюция и эффекты селекции. Показано, что традиционное соотношение масса-светимость (базирующееся на данных о компонентах затменных спектроскопических двойных) не может применяться для определения начальной функции масс одиночных звездтаким образом, начальная функция масс для звезд с массами от 1.5 до 7т©должна быть пересмотрена.

5. Показано, что наблюдаемое уплощение начальной функции масс на диапазоне малых масс и убывание начальной функции масс к самым маломассивным звездам (менее 0.1т©-) связано с недоучетом вклада компонентов некоторых типов двойных систем. Проведено (и показало хорошее согласие с эмпирическими данными) численное моделирование наблюдаемой начальной функции масс солнечной окрестности в предположении случайного попарного объединения звезд, распределенных по массам согласно степенной начальной функции масс с постоянным коэффициентом наклона.

6. Исследована эволюция отношения светимостей компонентов в паре «красный карлик — коричневый карлик». Вычислен возраст такой системы, являющийся оптимальным для обнаружения коричневого карлика.

7. Разработана методика определения начальной функции масс по функции распределения систем по отношению масс компонентов и (для молодых маломассивных звезд) функции распределения по отношению светимостей.

Практическая и научная ценность. Результаты, изложенные в данной диссертации, важны для получения начальной функции масс, знание которой необходимо для решения целого ряда астрофизических задач. Среди них такие, как построение теории образования звезд, исследование эволюции Галактики, звездных ансамблей, скоплений, галактик, и пр. Результаты исследования имеют большое значение для теории химической эволюции Галактики, динамики Галактики (проблема локальной скрытой массы) и теории образования звезд.

Основные результаты опубликованы в авторитетных научных журналах и используются как в нашей стране, так и за рубежом. Многие работы получили широкую известность, независимое подтверждение и международное признание.

Апробация результатов. Основные результаты диссертации докладывались и обсуждались на астрофизическом семинаре Института астрономии РАН, а также семинарах отделов «Центр астрономических данных» и «Физика и эволюция звезд» — на Общемосковском семинаре астрофизиков Государственного астрономического института им. П. К. Штернбергана семинарах Страсбургского центра звездных данных, Обсерватории Безансона и Астрономической обсерватории Триестана зимних астрономических школах (Свердловск, 1986 и 2003 г. г.) — на X европейской региональной конференции MAC «Эволюция галактик» (Прага, 1987 г.) — на совещании «Ошибки и неопределенности в астрономии» (Страсбург, 1989 г.) — на конференции «Нижний край главной последовательности — и за ним» (Гархинг, 1994 г.) — на симпозиуме MAC 164 «Звездные популяции» (Гаага, 1994 г.) — на международном симпозиуме «Происхождение, эволюция и будущее двойных звезд в скоплениях» .

Калгари, 1995 г.) — на коллоквиуме 5 комиссии MAC «Международное сотрудничество в области распространения астрономических данных» (Санкт-Петербург, 1996 г.) — на международной конференции «Современные проблемы звездной эволюции» (Звенигород, 1998 г.) — на конференции «Маломассивные звезды и коричневые карлики в звездных скоплениях и ассоциациях» (JIa Палма, 1998 г.) — на VIII ежегодной конференции «Анализ астрономических данных» (Урбана, 1998 г.) — на совещании «Близкие звезды» (Моффат Филд, 1999 г.) — на 33-м симпозиуме ESLAB «Звездообразование в малых и больших масштабах (Нордвайк, 1999 г.) — на симпозиуме MAC 200 «Образование двойных звезд» (Потсдам, 2000 г.) — на 9 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2000 (Москва,.

2000 г.) — на XXIV Генеральной Ассамблее MAC (Манчестер, 2000 г.) — на европейском совещании «Перепись Галактики: требования к фотометрии и спектрометрии проекта GAIA» (Вильнюс, 2001 г.) — на Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 2001 г.) — на 10 Съезде Европейского Астрономического Общества Jenam-2001 (Мюнхен,.

2001 г.) — на совещании «Фотометрия звездных и незвездных объектов в проекте GAIA» (Тарту, 2002 г.) — на международной конференции «GAIA: спектроскопия, наука и технологии» (Грессони Сен Жан, 2002 г.) — на совещании «GAIA: классификация» (Хайдельберг, 2002 г.).

На защиту выносятся:

1. Каталоги визуальных двойных и затменных спектроскопических двойных с динамическими массами компонентов и базирующееся на этих данных эмпирическое соотношение масса-светимость для всего диапазона звездных масс солнечной окрестности (от 0.08 до 7т©-).

2. Метод исследования и результаты расчетов параметров компонентов фотометрически неразрешенной двойной системы, являющейся, в свою очередь, компонентом двойной или кратной системы.

3. Обнаружение и выявление причин различия значений ряда наблюдаемых параметров компонентов тесных двойных систем и изолированных звезд.

4. Объяснение наблюдаемой степени кратности звезд солнечной окрестности и распределения систем по отношению масс компонентов.

5. Объяснение переменности значения наклона начальной функции масс, в частности, уплощения начальной функции масс для маломассивных звезд.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Малков О. Ю. О наклоне функции масс маломассивных звезд. 1987, Астрофизика 26, 477−487.

2. Малков О. Ю. Меняется ли наклон начальной функции масс для маломассивных звезд? 1987, Научные информации Астрономического Совета 63, 19−35.

3. Piskunov А.Е. and Malkov O.Yu. What is the IMF of faint stars? 1987, Publ. Astron. Inst. Czech. Acad. Sci. 69, 87−90.

4. Малков О. Ю. Теоретическая болометрическая функция светимости слабых звезд. 1988, Астрон. циркуляр 1529, 5−6.

5. Малков О. Ю. и Пискунов А. Э. Эволюция функции светимости слабых звезд. 1988, Астрофизика 29, 504−512.

6. Малков О. Ю. и Пискунов А. Э. Влияние фотометрически неразрешенных двойных на функцию светимости. 1988, Научные информации Астрономического Совета 65, 155−161.

7. Малков О. Ю. О локальных минимумах на начальной функции масс. 1989, Научные информации Астрономического Совета 67, 63−70.

8. Malkov O.Yu. Popper’s catalogue of astrophysical parameters. 1989, Bull.Inf.CDS 37, 175−176.

9. Malkov O.Yu. Uncertainties in empirical mass-luminosity relation and local minima on the initial mass function of stars. 1990, in Errors, Bias and Uncertainties in Astronomy, Internat. Workshop, eds. C. Jaschek, F. Murtagh, Cambridge Univ. Press, p. 373−376.

10. Piskunov A.E. and Malkov O.Yu. Unresolved binaries and the stellar luminosity function. 1991, Astron. Astrophys. 247, 87−90.

11. Malkov O.Yu. Catalogue of astrophysical parameters of binary systems. 1993, Bull.Inf.CDS 42, 27−29.

12. Малков О. Ю. Определение локальной функции светимости. 1994, в кн. Неустойчивые процессы во Вселенной, ред. А. Г. Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 161−193.

13. Малков О. Ю. Локальная скрытая масса. 1994, Астрофизика 37, 471−480.

14. Shpil’kina D.A. and Malkov O.Yu. The design of the low mass binaries database. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C., Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 151−154.

15. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Shpil’kina D.A. The mass-luminosity relation for M-dwarfs. 1995, in Proc. ESO Workshop, The Bottom of the Main Sequence — And Beyond, ed. Tinney C., Garching, Aug 1994, Springer-Verlag, p. 155−158.

16. Malkov O.Yu. Another source of local missing mass. 1995, in Proc. IAU Symp. 164, Stellar Populations, eds. van der Kruit P.C., Gilmore G., Hague, Aug 1994, Kluwer Acad. Publ., p. 383.

17. Malkov O.Yu. The origin of the mass ratio distribution of the components of cluster binaries. 1996, in Proc. Conference, The Origins, Evolution, and Destinies of Binary Stars in Clusters, eds. Milone E.F., Mermilliod J.-C., Calgary, Jun 1995, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 90, 145−147.

18. Kilpio E. Yu and Malkov O.Yu. Development of a synthetic model of interstellar extinction. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 358.

19. Malkov O.Yu., Piskunov A.E. and Shpil’kina D.A. Mass-luminosity relation of low mass stars. 1997, Astron. Astrophys. 320, 79−90.

20. Kovaleva D.A. and Malkov O.Yu. Data base of low-mass binaries: development and applications. 1997, in Proc. Coll., International Cooperation in Dissemination of the Astronomical Data, eds. Hearn A.G., Ochsenbein F., St.-Petersburg, Pulkovo, Jul 1996, Baltic Astronomy 6, 325.

21. Малков О. Ю. Образование двойных и их распределение по отношению масс компонентов. 1997, в кн. Двойные звезды, ред. А. Г. Масевич, Москва, Космосинформ, стр. 162−178.

22. Кильпио Е. Ю., Малков О. Ю. Исследование межзвездного поглощения в Галактике. 1997, Астрон. Ж. 74, 15−24.

23. Malkov O.Yu., Piskunov А.Е. and Zinnecker H. On the luminosity ratio of pre-main sequence binaries. 1998, Astron. Astrophys. 338, 452−454.

24. Malkov O.Yu. and Zinnecker H. Multiplicity among stars and fundamental IMF. 1999, in Proc. International Conference, Modern Problems of Stellar Evolution, ed. Wiebe D.S., Zvenigorod, Oct 1998, Moscow, Geos, p. 73−78.

25. Ковалева Д. А. и Малков О. Ю. О возможной кратности компонентов некоторых маломассивных систем. 1999, Астрон. Ж. 76, 100−108.

26. Malkov O. Yu, Kovaleva D.A. and Schilbach E. Application of the minimum determination algorithm to the study of the fine structure in the mass-luminosity relation and of the nature of «overmassive» stars. 1999, in Proc. Eighth Annual Conference, Astronomical Data Analysis Software and Systems, eds. Mehringer D., Plante R., Roberts D.,.

Urbana, Nov 1998, Astronomical Society of the Pacific Conference Series, Vol. 172, 387−390.

27. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifl H. and Malkov O. New high-proper motion survey in the Southern sky. 2000, Astron. Astrophys. 353, 958−969.

28. Kovaleva D. and Malkov O. KoMa — a scheme for the designation of multiple objects. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 223−224.

29. Dickel H.R. and Malkov O.Yu. New IAU concepts of binary/multiple star designation. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 220−222.

30. Malkov O. On possible detection of non-coevality among MS binaries. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 170−171.

31. Kovaleva D., Malkov O. and Piskunov A. Ages of intermediate mass eclipsing binaries on the Main Sequence. 2000, in Poster Proc. IAU Symp. 200, Birth and Evolution of Binary Stars, eds. Reipurth В., Zinnecker H., Potsdam 2000, Publ. of Astrophysicalisches Institut Potsdam, 156−157.

32. Malkov O. and Zinnecker H. Binary systems and the fundamental IMF. 2000, in Proc. 33rd ESLAB Symp., Star Formation from the Small to the Large Scale, eds. F. Favata, A. A. Kaas, A. Wilson, ESTEC, Noordwijk, Nov 1999, ESA Spesial Publications series ESA-SP 445, 461−464.

33. Malkov O. and Zinnecker H. Binary stars and the fundamental initial mass function. 2001, Mon. Not. R. Astron. Soc., 321, 149−154.

34. Scholz R.-D., Irwin M., Ibata R., Jahreifi H. and Malkov O.Yu. New sourthern sky high-proper motion survey from АРМ measurements of UKST plates. 2001, in Proc. Nearby Stars Workshop, eds. Dana E. Backman, Shirley J. Burg, Todd J. Henry, Ames Research Center, Moffett Field, Jun 1999, NASA, Ames Research Center, Moffett Field, California 94 035−1000, 367−368.

35. Malkov O., Tutukov A. and Kovaleva D. The role of astronomical catalogues in modern theory and observation. 2001, in Proc. Special Session of XXIV GA IAU, Astronomy for Developing Countries, ed. Alan H. Batten, Victoria University of Manchester, United Kingdom, Aug 2000, ASP, San Francisco, USA, 291−302.

36. Malkov O. and Zinnecker H. The effect of unresolved binaries on the low-mass IMF. 2001, in Proc. IAU Symp. 200, The Formation of Binary Stars, eds. H. Zinnecker, R. D. Mathieu, Potsdam, Apr 2000, ASP, San Francisco, USA, 501−504.

37. Malkov O. Unresolved binaries and the initial mass function. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. Vansevicius, A. Kucinskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 129−132.

38. Malkov O. and Kilpio E. A synthetic map of the galactic interstellar extinction. 2002, in Proc. European meeting, Census of the Galaxy: Challenges for Photometry and Spectrometry with GAIA, eds. V. Vansevicius, A. Kucinskas, J. Sudzius, Vilnius, Jul 2001, Astrophys. Space Science, 280, 115−118.

39. Malkov O. Yu. Eclipsing binaries and the mass-luminosity relation. 2003, Astron. Astrophys., 402, 1055−1060.

40. Malkov O. and Kovaleva D. Binary stars with GAIA and the mass-luminosity relation. 2003, in Proc. GAIA Spectroscopy, Science and.

Technology conference, ed. U. Munari, Gressoney Saint Jean, Sep 2002, ASP Conf. Ser., Vol. 298, 357−362.

Работы 1, 2, 4, 7, 8, 9, 11, 12, 13, 16, 17, 21, 30, 37, 39 выполнены автором самостоятельно. В работах 3, 5, 6, 10, 14, 15, 18, 19, 20, 22, 23, 24, 25, 26, 27, 28, 29, 31, 32, 33, 34, 35, 36, 38, 40 участие соавторов равное или роль автора диссертации является ведущей.

В заключение автор выражает глубокую благодарность А.Э.Пис-кунову, Х. Циннекеру, Д. А. Ковалевой, Л. Р. Юнгельсону, В. И. Мякутину и А. В. Тутукову, внесшим большой вклад в эту работу. Я также благодарю О. Б. Длужневскую и Б. М. Шустова, любезно согласившихся прочесть рукопись диссертации и внесших ряд ценных замечаний и предложений по ее улучшению.

— 150 -Заключение.

В данной диссертации развивается ряд современных и предлагается несколько новых подходов к процессу изучения звездообразования в диске Галактики. Основными результатами работы являются следующие:

1. Усовершенствование и развитие методики построения эмпирического соотношения масса-светимость. По данным о светимостях и динамических массах компонентов затменных спектроскопических двойных и визуальных двойных получено соотношение масса-светимость для диапазона масс от 0.05 до 7га0.

2. Исследование методов получения начальной функции масс из наблюдений и количественная оценка ряда эффектов, влияющих на этот процесс. Наблюдательные данные не противоречат степенной начальной функции масс с постоянным наклоном (—1—2) на всем диапазоне звездных масс в солнечной окрестности.

3. Изучение ряда вопросов, связанных с образованием и наблюдаемыми проявлениями двойных звезд. Фотометрически неразрешенные двойные системы не могут существенно изменить вид наблюдаемой функции светимости, но (совместно с системами, в которых один из компонентов ненаблюдаем) искажают вид результирующей функции масс, а также, очевидно, содержат известную долю скрытой массы. Процесс образования двойных звезд может быть изучен с помощью наблюдаемого распределения систем по отношению масс и светимостей компонентов. Кратность звезд солнечной окрестности не сильно отличается от 100%. В силу различия в эволюции, а также из-за эффектов селекции компоненты затменных двойных систем не могут быть использованы для получения соотношения масса-светимость (и начальной функции масс) одиночных звезд.

4. Развитие методики нахождения минимума функции многих переменных и ее применение к определению возрастов и химических составов затменных спектроскопических двойных, а также к определению параметров компонентов звезд, входящих в маломассивные двойные системы.