ИСТИНА

Эволюция звезд в тесных двойных системах (ТДС) резко отличается от эволюции одиночных звезд,которые могут неограниченно менять свой радиус и эволюционируют при постоянной массе (роль звездного ветра несущественна для не слишком массивных звезд). Звезды в составе ТДС имеют ограниченные значения радиусов и меняют свою массу в процессе эволюции из-за приливного воздействия спутника и потери массы вследствие перетекания вещества. Поэтому исследования ТДС очень важны, т.к. они позволяют изучать эволюцию звезд с переменной массой. Среди двойных систем особое значение имеют ТДС на поздних стадиях эволюции. В таких системах наблюдаются резко пекулярные объекты: белые карлики, звезды Вольфа-Райе (WR), нейтронные звезды, черные дыры. Поскольку в ТДС по движению и взаимодействию компонентов можно определять радиусы, массы и темп ературы звезд, поздние ТДС являются мощным инструментом для открытия и исследования таких объектов, как нейтронные звезды и черные дыры, а также для изучения других пекулярных объектов. В данном проекте мы планируем выполнить исследования широкого к ласса ТДС на поздних стадиях эволюции по нескольким основным направлениям. Определение и уточнение масс нейтронных звезд и черных дыр в рентгеновских двойных системах из анализа кривых лучевых скоростей и кривых блеска с использованием сложных моделей. Изучение распределения масс релятивистских объектов. Исследование уникального объекта SS433, для которого в нашей группе построена общепризнанная модель как массивной затменной двойной системы с прецессирующим сверхкритичеким аккреционным диском вокруг релятивистского объекта. Будут продолжены наблюдения на космической обсерватории ИНТЕГРАЛ, сделан анализ переменности в жестком рентгеновском диапазоне, изучена структура аккреционного диска и горячей короны в основании релятивистских джетов, уточнена масса черной дыры. Изучение звезд WR в двойных системах. Применение методов решения обратных задач к анализу атмосферных затмений, восстановление пространственной структуры и поля скоростей в протяженных атмосферах. Исследование влияния клочковатой структуры звездного ветра на эволюцию звезды WR и массы результирующих черных дыр. Исследование катаклизмических двойных звезд. Интерпретация кривых блеска в рамках сложных моделей с учетом трехмерных газодинамических расчетов течения газа и наличия нетривиальных структур при аккреции газа на белый карлик. Наши исследования будут выполнены на основе полученного нами наблюдательного материала в разных диапазонах длин волн от рентгеновского до инфракрасного. Анализ наблюден ий будет проводиться с применением современных методов, с использованием алгоритмов и моделей двойных с истем разных типов, разработанных в нашей группе.

Продолжалась работа по изучению тесных двойных систем на поздних стадиях эволюции (ТДС), таких как, звезды типа Вольфа-Райе, микроквазары (в том числе, знаменитый источник SS 433), рентгеновские двойные, катаклизмические переменные (КП) разных подтипов и др., а также звезды с экзопланетами. В конце декабря 2013 г. в свет вышла двухтомная монография А.М. Черепащука «Тесные двойные звезды» (издательство Физматлит, Москва), в которой изложены современные методы и результаты исследований тесных двойных звезд и сведения об их фундаментальных характеристиках. Благодаря успехам современной как оптической, так и рентгеновской астрономии проблема ТДС стала одной из центральных в астрофизике. Исследование ТДС является мощным инструментом мощным инструментом для изучения физики и эволюции звезд, а также для открытия и изучения принципиально новых объектов Вселенной — нейтронных звезд и черных дыр. В рамках гипотезы корректности модели звездной атмосферы исследована возможность объяснения расхождения между наблюдаемыми и теоретическими коэффициентами потемнения к краю диска звезды влиянием протяженной несферической атмосферы экзопланеты на примере многоцветных кривых блеска HD 209458 и HD 189733. Эмпирические значения коэффициентов потемнения к краю в квадратичном законе потемнения в случае системы HD 189733 показали хорошее согласие с теоретическими в диапазоне длин волн 6000-10000 AA. Исследование кривой блеска HD 209458 показало, что в коротковолновом диапазоне наблюдается хорошее согласие эмпирических и теоретических значений коэффициентов потемнения, в то время как в длинноволновом диапазоне наблюдается значительное расхождение эмпирических и теоретических значений коэффициентов потемнения к краю. Причина такого расхождения остается неясной, поэтому приходится признать, что система HD 209458 пока остается “вызовом” для теории звездных атмосфер. Получена функция распределения отношения оценок ошибок физических величин, рассчитываемых методом доверительных областей (на основе статистики хи-квадрат) к оценкам ошибок, полученных методом наименьших квадратов. Используя аналитический вид данной функции распределения по одним лишь оценкам, вычисленным методом наименьших квадратов, можно легко получить наиболее вероятные значения ошибок, рассчитываемых методом доверительных областей (без новой обработки исходных наблюдательных данных). Данная работа, помимо математического интереса, представляет интерес для экспериментаторов занимающихся обработкой наблюдательных данных, в частности для астрофизических наблюдений. Была продолжена работа по изучению проблемы поиска планет у затменных двойных звезд. Предложен список затменных двойных систем, наиболее интересных для поиска внесолнечных планет при помощи аппаратуры, доступной российской наблюдательной астрономии. В рамках предложенной программы проводятся фотометрические наблюдения звезд из списка на телескопах Южной станции МГУ. Предложен метод изучения звезд типа Вольфа-Райе, когда ключевые характеристики этих звезд - распределение яркости и поглощения по их дискам - восстанавливаются из кривых блеска затменных двойных систем, содержащих компоненты Вольфа-Райе. Это оказывается возможным без использования сильных модельных предположений и математически сводится к решению интегральных уравнений Фредгольма первого рода. Эти уравнения представляют собой некорректную задачу. Для ее решения используется регуляризирующий алгоритм Тихонова. Полученные распределения могут быть использованы для сравнения и проверки параметрических моделей Вольфа-Райе. Используя полученное распределение поглощения и применяя аналогичную методику (решая интегральное уравнение Абеля), можно получить эмпирическое распределение скорости вещества в ветре звезды Вольфа-Райе, что важно для проверки динамических моделей ветра. Разработанные методы могут быть использованы в широком классе других задач (не обязательно астрономических), которые математически сводятся к решению уравнений Фредгольма и Абеля. Обобщена модель синтеза кривых блеска ТДС в модели Роша на случай, когда вокруг одной из звезд имеется протяженная атмосфера (звездный ветер). Обширные расчеты в рамках новой модели показали сильную зависимость получаемых радиусов и температур звезд от параметров звездного ветра (темп потери массы, скорость звездного ветра на бесконечности, показатель в законе изменения скорости). Выполнен анализ кривых блеска двух ТДС со звездами WR: CQ Cep и очень массивной системы NGC 3601-A1 (116 Msun + 89 Msun). Сделано сравнение полученных параметров звезд в новой модели с параметрами, полученными в стандартной модели без учета поглощения в звездном ветре. Сравнение результатов двух моделей показало, что учет поглощения в звездном ветре очень важен для надежного определения параметров звезд. Были выполнены точные расчеты профиля линии CaI 6439 А в спектре оптической звезды маломассивной рентгеновской двойной системы. На основании этих расчетов были получены аппроксимирующие формулы, которые связывают величину вращательного уширения линий поглощения в спектре оптической звезды с величиной отношения масс q=M_x/M_v. Расчеты были выполнены как для профилей линий на отдельных фазах орбитального периода, так и для профилей, усредненных по фазам. Исследовано влияние учета иструментального профиля на результаты определения q по величине V_rot/sin i. Приведены таблицы К-поправок для кривых лучевых скоростей оптических звезд в маломассивных рентгеновских двойных системах. Показано, что при малом рентгеновском прогреве неучет приливно-вращательной деформации фигуры звезды приводит к завышению, а при значительном рентгеновском прогреве - к занижению массы релятивистского объекта. Выполнено моделирование кривых лучевых скоростей оптических звезд при различных параметрах двойной системы и различной мощности рентгеновского прогрева k_x. Даны уточненные значения отношения масс q=23+-1, массы черной дыры M_x = 8.4+-0.5 и массы оптической звезды M_v=0.36 +-0.07 в системе GS 2023+338 (V404 Cyg). С помощью уточненных формул можно скорректировать значения q, M_v, M_x для тех маломассивных рентгеновских двойных систем, у которых величины V_rot/sin i измерены методами, использующими сферическую модель звезды. На примере системы V404 Cyg показано, что учет грушевидной формы звезды при незначительном рентгеновском прогреве приводит к увеличению отношения масс q=M_x/M_v и уменьшению массы черной дыры, по сравнению со случаем равнообъемной сферы, а при значительном рентгеновском прогреве - к уменьшению q и увеличению массы черной дыры. В нашей методике не учитывалось экранирование рентгеновского потока от релятивисткого объекта внешними частями аккреционного диска. На примере системы 2S0921-630 было показано, что при стандартном угле раствора аккреционного диска 5 град , теневая полоса на оптической звезде для падающего рентгеновского излучения является весьма узкой, и существенно не влияет на результаты. Отметим, что в системе 2S0921-630 отношение масс q=M_x/M_v = 1. Для q >> 1 эффект экранирования диском может быть существенным. В одной из следующих работ мы планируем подробнее рассмотреть этот эффект для различных значений q и k_x. Разработан алгоритм расчёта температуры и состояния ионизации за фронтом ударной волны в частично ионизованном газе в применении к долгопериодическим переменным. Написана и отлажена программа ионизационно-теплового баланса водородно-гелиевой плазмы для случая околозвездного газа, окружающего горячую звезду. При помощи "Машины сценариев" рассчитаны эволюционные треки рентгеновских двойных Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1, SS 433 и M33 X-7. Компактные объекты в IC 10 X-1, NGC 300 X-1 и M33 X-7 - наиболее массивные кандидаты в черные дыры звездных масс. Cyg X-3, IC 10 X-1 и NGC 300 X-1 в момент написания статьи исчерпывали собой список известных звезд Вольфа-Райе с вырожденными компаньонами. SS 433 - единственный известный супераккретор в Млечном Пути. Эти обстоятельства делают исследованные системы великолепной лабораторией для тестирования сценариев эволюции тесных двойных систем в экстремальных условиях. Показано, что классический эволюционный сценарий соответствует временным наблюдательным данным. В процессе эволюции изученных систем должны происходить взрывы гиперновых с коллапсом ядер, обладающих большим угловым моментом, что приводить к образованию длинных гамма-всплесков. В конце своей эволюции Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 b SS 433 могут сформировать двойные релятивистские объекты, которые впоследствии сольются под действием излучения гравитационных волн. Гравитационные волны от этих событий должны быть обнаружимыми существующими и перспективными гравитационно-волновыми детекторами. В процессе своей эволюции M33 X-7 пройдет стадию объекта Торна-Жидков, в ходе формирования которого также будут излучаться гравитационные волны. Проведен анализ полученных авторами фотометрических рядов наблюдений (за 2003 - 2013 гг.) промежуточного поляра V709 Cas. Был уточнен орбитальный период системы 0.2222123 сут., получена оценка для периода вращения белого карлика 311.8 сек и открыт новый период 0.016449979(5) сут (23.7 мин). Высказана гипотеза о том, что этот период может быть связан с вибрацией аккреционного потока в магнитном поле белого карлика. За несколько последних лет проведены наблюдения ряда катаклизмических переменных, в том числе короткопериодических ТДС типов SU UMa и WZ Sge, на телескопах Южной станции МГУ, Специальной астрофизической обсерватории (САО РАН) и Астрономического института Словацкой академии наук. Изучена форма сверхгорбов, изменение орбитального периода, определены орбитальные периоды некоторых систем. Проводились многоцветные фотометрические наблюдения для изучения цветовых вариаций в течение вспышек. Была изучена долговременная и кратковременная фотометрическая активность катаклизмической переменной ER UMa (звезды типа SU UMa). Полученнык кривые блеска показали наличие сверхгорбов в течение всего сверхцикла, а также наличие как положительных, так и отрицательных сверхгорбов. График О-С очень похож на подобный график, построенный по данным космической обсерватории Кеплер для системы типа SU UMa - V1504 Cyg. Найдено, что есть систематическое изменение сверхцикла от 43.6 до 59.2 суток, которое может быть связано с изменением скорости обмена массы. Сделан краткий обзор наблюдения новых звезд в галактике М31 (Туманность Андромеды) и представлены результаты наблюдений новой звезды Nova 2005-13 (вспыхнувшей в 2005 г.) в галактике М31 (туманность Андромеды), она классифицирована, как медленная новая. Была проведена систематизация наблюдений мощных вспышек и поствспышечных состояний карликовых новых типа WZ Sge при помощи небольших телескопов. Эти объекты характеризуются короткими орбитальными периодами (80–90 минут), сильными и редкими сверхвспышками сл специфическими особенностями кривых блеска - «ранними», «обычными» и «поздними» сверхгорбами. Совместно с японскими астрономами и астрономами других стран участники Ведущей научной школы активно участвовали в наблюдениях катаклизмических переменных (КП) типа SU UMa и WZ Sge, поляров, промежуточных поляров. Вспышки данных систем являются краткими, изменения блеска проходят на временной шкале в несколько часов, поэтому для исследования течения вспышек и процессов, происходящих в дисках, нужны многочасовые мультидолготные наблюдения. И сотрудничество разных обсерваторий приносит свои плоды. Анализ этих наблюдений за последние несколько лет дан в серии больших статей-каталогов в Publication of Astronomical Society of Japan (2009-2014 гг.), в которых были проанализированы кривые блеска вспышек, приведена статистика как орбитальных периодов, так и периодов сверхгорбов и т.д. Новые фотометрические наблюдения известной рентгеновской двойной звездной системы HZ Her = Her X-1, выполненные на Южной станции МГУ на 1.25-м телескопе ЗТЭ в июле 2014 г., обнаружили новые и важные детали переменности блеска системы в области орбитальных оптически минимумов: оптическая светимость системы изменяется в этой области сильнее и быстрее, чем предполагалось в существующих физических моделях, что может означать наличие дополнительных источников излучения в ситуации, когда аккреционный диск вокруг нейтронной звезды полностью или частично закрыт от наблюдателя. Выполнен анализ кривых блеска двух взрывных переменных SDSS NZ Boo = J150240.98+333423.9 = в фильтре V и V1239 Her = J1702+32 в белом свете, соответственно 6 и 9 однородных кривых блеска. Обе системы в периоды наблюдений находились в неактивном состоянии, однако показывают изменения глубины затмения, уровня внезатменного блеска, формы кривой блеска, в том числе амплитуды предзатменного горба, вплоть до его полного исчезновения, что может говорить о переменности переноса вещества от красного карлика к белому карлику. Определены параметры систем, и показано, что наблюдаемые вариации вызваны колебаниями радиуса диска, температуры в его внутренних районах, а также изменением характера распределения температуры вдоль радиуса диска. Оценены нижние границы времени изменения таких характеристик диска как параметр вязкости, температура внутренних областей и толщина внешнего края, которые могут заметно меняться на временах менее 10 орбитальных циклов. Проведен детальный мониторинг и показана эволюция развития и угасания суперхампов у звезды типа WZ Sge в созвездии Орла, вспыхнувшей в 2013 году. Продолжен мониторинг рентгеновской Новой V616 Mon и всеволновой Новой V959 Mon. Показано, что у них звезды уверенно наблюдается фликкеринг и орбитальная волна. Исследован аномально большой фликкеринг у симбиотической системы CH Cyg появмвшейся осенью 2014 г. Продолжаются систематические наблюдения программных звезд с релятивистским компонентом. В августе 2014 г. была обнаружена вспышка необычной КП ASASSN-14fu (ATel #6624), первые фотометрические наблюдения показали отчетливые период 0.0255(1) сут. до 20 августа, и 0.02572(1) сут. после этой даты. Были проведены наблюдения этой системы на спаде вспышки и в спокойном состоянии блеска, данные были проанализированы, был обнаружен неизвестный период 0.08 сут., сосуществующий с короткопериодическими вариациями 0.020 - 0.025 дня. Спустя 2 месяца после вспышки подтверждено сосуществование двух сигналов с амплитудой 0.23 зв. величины (0.08 сут.) и 0.05 зв. величины (0.02-0.025 сут.). Высказано предположение о реальном периоде 0.16 .сут. Интересна форма орбитальной кривой блеска с резкими максимумами и необычными минимумами. Основываясь на наблюдениях 27-30 октября 2014 г. была получена эфемерида HJD = 2456958.1627(8) + 0.16009(40). Высказано предположение, что короткий период является квази-периодом, происхождение которого неясно. Закончен анализ наблюдений, полученных ранее на Южной станции МГУ для карликовой новой J150240.98+333423.9 в спокойном состоянии. Наблюдения были проведены при помощи ПЗС фотометра на 60-см телескопе Цейс-600 во время апрельской вспышки 2012 г. и после окончания вспышки. Получено свыше 750 ПЗС- изображений в фильтре V на стадии падения блеска после максимума блеска и после окончания вспышки в спокойном состоянии. На основе полученных данных с помощью метода Лафлера-Кинмана проведено независимое определение орбитального периода системы J1502, которое получилось равным Р = 0.0589106 сут. Кривые блеска системы, свернутые с орбитальным периодом, показывают а) изменения глубины затмения до 1 зв. величины; б) изменение уровня блеска системы вне затмения до 0.3 зв. величин; в) изменение потока в районе орбитального горба также до 0.3 зв. величин. Наблюдаемые кривые блеска J1502 были аппроксимированы теоретическими кривыми, вычисленными в рамках комплексной модели. В этой модели предполагается, что область энерго-ыделения состоит из двух областей на поверхности горячей линии, расположенных вблизи аккреционного диска на ее наветренной и подветренной сторонах, и горячей области на боковой поверхности диска, представленной полуэллипсом на подветренной стороне горячей линии с центром, совпадающим с точкой пересечения оси газового потока - горячей линии - с диском. Такая структура области энерговыделения принципиально отличается от горячего пятна в общепринятой модели взрывной переменной, предполагающей, что центр горячего пятна расположен в точке пересечения баллистической траектории. В рамках этой модели решены обратные задачи определения параметров J1502. Анализ изменений полученных параметров диска – его радиуса, альфа распределения температуры вдоль радиуса диска, температуры в пограничном слое - свидетельствует о плавном изменении этих параметров в период между вспышками. Величина орбитального периода за более чем 37200 орбитальных циклов со времени наблюдений практически не изменилась. Выполнены фотометрические наблюдения двух затменных двойных – GY Cnc и EX Dra. Для ЕХ Dra получено свыше 2700 изображений в фильтре Rc на 60 и 50 см телескопах Южной станции МГУ. За период наблюдений произошло три вспышки этой карликовой новой (во время вспышки блеск возрастает ~ на 1.5 величины). Для GY Cnc получено свыше 3700 изображений в фильтре Rc на 50 и 60 см телескопах Южной станции МГУ. В апреле 2014 г. получены наблюдения этой системы во время вспышки (3 ночи), прослежены изменения цвета и профилей затмений. Проведено исследование ключевой задачи солнечно-звёздной физики - изменений физических процессов поверхностной активности звёзд малых масс на временных шкалах, сравнимых с их временем жизни. При этом актуальной стала проблема связи эволюции активности с изменением внутреннего строения звезды. Результаты анализа большого объёма наблюдательных данных используются в качестве теста для проверки и развития теории динамо – генерации и усиления магнитных полей в поздних звёздах. По результатам изучения эволюции активности поздних звёзд выявлено два семейства звёзд-карликов спектральных классов F8 – K5, а именно, быстро вращающиеся звёзды с насыщением активности и звёзды с активностью солнечного типа с регулярными циклами. Совместный анализ этих данных с результатами изучения обилия лития и характеристиками сильно запятнённых звёзд типа BY Dra позволяет определить возраст, при котором происходит формирование циклической активности. В 2015 году получены следующие результаты: Было уточнено распределение масс звездных черных дыр. Построены индивидуальные распределения плотности вероятности масc компактных объектов для 20 рентгеновских двойных систем. Показано, что это распределение устойчиво и имеет обрыв в районе 4Msun. При помощи «Машины сценариев» были рассчитаны эволюционные треки рентгеновских двойных Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1, SS 433 и M33 X-7. Компактные объекты в IC 10 X-1, NGC 300 X-1 и M33 X-7 – наиболее массивные кандидаты в черные дыры звездных масс. Cyg X-3, IC 10 X-1 и NGC 300 X-1 в момент написания статьи исчерпывали собой список известных звезд Вольфа-Райе с вырожденными компаньонами. SS 433 – единственный известный супераккретор в Млечном Пути. В конце своей эволюции Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 и SS 433 могут сформировать двойные релятивистские объекты, которые впоследствии сольются под действием излучения гравитационных волн. Гравитационные волны от этих событий должны быть обнаружимыми существующими и перспективными гравитационно-волновыми детекторами. В процессе своей эволюции M33 X-7 пройдет стадию объекта Торна-Жидкова, в ходе формирования которого также будут излучаться гравитационные волны В гипотезе корректности модели звездной атмосферы, исследована возможность объяснения расхождения между наблюдаемыми и теоретическими коэффициентами потемнения к краю диска звезды влиянием протяженной несферической атмосферы экзопланеты. Проведен анализ кривых блеска затменной двойной системы FL Lyr, полученных при помощи космического телескопа “Кеплер”. Методом тайминга затмений FL Lyr получено свидетельство в пользу существования в системе третьего тела. Первичные оценки массы и орбитального периода данного тела составляют >=2M_J и >=7 лет, соответственно. Проведен анализ фотометрических рядов наблюдений (за 2003–2013 гг.) промежуточного поляра V709 Cas. Был уточнен орбитальный период системы (0.2222123 сут.), получена оценка для периода вращения белого карлика (311.8 сек) и открыт новый период Р = 0.016449979(5) сут (23.7 мин). Высказана гипотеза о том, что этот период может быть связан с вибрацией аккреционного потока в магнитном поле белого карлика. Получена функция распределения отношения оценок ошибок физических величин, вычисляемых методом доверительных областей (на основе статистики хи-квадрат) к оценкам ошибок, полученных методом наименьших квадратов. Используя аналитический вид этой функции распределения по одним лишь оценкам, вычисленным методом наименьших квадратов, можно легко получить наиболее вероятные значения ошибок, получаемых методом доверительных областей (без новой обработки исходных наблюдательных данных). Помимо чисто математического интереса, настоящая статья представляет интерес для экспериментаторов, занимающихся обработкой наблюдательных данных, в частности, астрофизических наблюдений. Выполнен точный расчет профилей линии поглощения CaI λ6439 A в спектрах оптических звезд в маломассивных рентгеновских двойных системах. На основе сделанных вычислений проведена модификация формулы, связывающей вращательное уширение линии и отношение масс компонентов. Показано, что при малом рентгеновском прогреве неучет приливно-вращательной деформации фигуры звезды приводит к завышению, а при значительном рентгеновском прогреве – к занижению массы релятивистского объекта. Были систематизированы наблюдения мощных вспышек и поствспышечных состояний карликовых новых типа WZ Sge при помощи небольших телескопов. Эти объекты характеризуются короткими орбитальными периодами (80–90 минут), сильными и редкими сверхвспышками со специфическими особенностями кривых блеска – «ранними», «обычными» и «поздними» сверхгорбами. За несколько последних лет авторы провели наблюдения ряда звезд этого типа на телескопах Крымской станции МГУ и Астрономического института Словацкой академии наук. Изучена форма сверхгорбов, изменение орбитального периода, определены орбитальные периоды некоторых систем. Проведены многоцветные фотометрические наблюдения для изучения цветовых вариаций в течение вспышек. Было уточнено распределение масс звездных черных дыр. Построены индивидуальные распределения плотности вероятности масc компактных объектов для 20 рентгеновских двойных систем. Показано, что это распределение устойчиво и имеет обрыв в районе 4Msun. При помощи «Машины сценариев» были рассчитаны эволюционные треки рентгеновских двойных Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1, SS 433 и M33 X-7. Компактные объекты в IC 10 X-1, NGC 300 X-1 и M33 X-7 – наиболее массивные кандидаты в черные дыры звездных масс. Cyg X-3, IC 10 X-1 и NGC 300 X-1 в момент написания статьи исчерпывали собой список известных звезд Вольфа-Райе с вырожденными компаньонами. SS 433 – единственный известный супераккретор в Млечном Пути. В конце своей эволюции Cyg X-3, IC 10 X-1, NGC 300 X-1 и SS 433 могут сформировать двойные релятивистские объекты, которые впоследствии сольются под действием излучения гравитационных волн. Гравитационные волны от этих событий должны быть обнаружимыми существующими и перспективными гравитационно-волновыми детекторами. В процессе своей эволюции M33 X-7 пройдет стадию объекта Торна-Жидкова, в ходе формирования которого также будут излучаться гравитационные волны В гипотезе корректности модели звездной атмосферы, исследована возможность объяснения расхождения между наблюдаемыми и теоретическими коэффициентами потемнения к краю диска звезды влиянием протяженной несферической атмосферы экзопланеты. Проведен анализ кривых блеска затменной двойной системы FL Lyr, полученных при помощи космического телескопа “Кеплер”. Методом тайминга затмений FL Lyr получено свидетельство в пользу существования в системе третьего тела. Первичные оценки массы и орбитального периода данного тела составляют >=2M_J и >=7 лет, соответственно. Проведен анализ фотометрических рядов наблюдений (за 2003–2013 гг.) промежуточного поляра V709 Cas. Был уточнен орбитальный период системы (0.2222123 сут.), получена оценка для периода вращения белого карлика (311.8 сек) и открыт новый период Р = 0.016449979(5) сут (23.7 мин). Высказана гипотеза о том, что этот период может быть связан с вибрацией аккреционного потока в магнитном поле белого карлика. Получена функция распределения отношения оценок ошибок физических величин, вычисляемых методом доверительных областей (на основе статистики хи-квадрат) к оценкам ошибок, полученных методом наименьших квадратов. Используя аналитический вид этой функции распределения по одним лишь оценкам, вычисленным методом наименьших квадратов, можно легко получить наиболее вероятные значения ошибок, получаемых методом доверительных областей (без новой обработки исходных наблюдательных данных). Помимо чисто математического интереса, настоящая статья представляет интерес для экспериментаторов, занимающихся обработкой наблюдательных данных, в частности, астрофизических наблюдений. Выполнен точный расчет профилей линии поглощения CaI λ6439 A в спектрах оптических звезд в маломассивных рентгеновских двойных системах. На основе сделанных вычислений проведена модификация формулы, связывающей вращательное уширение линии и отношение масс компонентов. Показано, что при малом рентгеновском прогреве неучет приливно-вращательной деформации фигуры звезды приводит к завышению, а при значительном рентгеновском прогреве – к занижению массы релятивистского объекта. Были систематизированы наблюдения мощных вспышек и поствспышечных состояний карликовых новых типа WZ Sge при помощи небольших телескопов. Эти объекты характеризуются короткими орбитальными периодами (80–90 минут), сильными и редкими сверхвспышками со специфическими особенностями кривых блеска – «ранними», «обычными» и «поздними» сверхгорбами. За несколько последних лет авторы провели наблюдения ряда звезд этого типа на телескопах Крымской станции МГУ и Астрономического института Словацкой академии наук. Изучена форма сверхгорбов, изменение орбитального периода, определены орбитальные периоды некоторых систем. Проведены многоцветные фотометрические наблюдения для изучения цветовых вариаций в течение вспышек. Проводились наблюдения ТДС, в том числе катаклизмических переменных, классических и рентгеновских новых и их анализ, как во вспышечном состоянии, так и в спокойном состоянии.