Введение к работе
Актуальность темы обусловлена тем, что затмеипые системы являются своего рода астрофизической лабораторией, которая обеспечивает астрономов фундаментальными данными о размерах и физических характеристиках звезд
В настоящее время известно более 4000 затмешых переменных (Холопов и др., 1990, ОКПЗ) и число их постояшю растет. Следует отметить тот факт, что оии представляют единственный широкий класс объектов среди двойных звезд, которые могут быть открыты на больших расстояниях не только в нашей Галактике, но и в других галактиках. В качестве компонсіп: затменных двойных систем выступают звезды, по-существу, всех известных, типов: от звезд главной последовательности различных спектральных классов до пекулярных объектов, находящихся на конечной стадии своей эволюции (гиганты и сверхгиганты, нейтронные звезды и белые карлики, звезды типа Вольфа-Райе (WR) и кандидаты в "черные дыры", и т. д.). Астрофизик, шггересующийся проблемой того или другого класса объектов, может, как правило, найти эатменную систему, содержащую такой объект, и досконально исследовать ее, используя преимущества, предоставляемые затменньш характером звезды. Поэтому последние десятилетия отмечены бурным ростом интереса астрономов к двойным звездам и, в первую очередь, затменным системам, особенно в связи с открытием рентгеновских двойных с релятивистскими компонентами.
Целью работы являлись фотоэлектрические измерения затменных двойных систем разных типов, чтобы из анализа кривых блеска и их изменений со временем определить как фотометрические и абсолютные характеристики, так и параметры внутренней структуры звезд-компонент.