WWW.KONF.X-PDF.RU
БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Авторефераты, диссертации, конференции
 


Pages:     | 1 | 2 || 4 |

«Эффекты звёздного магнетизма: магнитное поле гиганта Поллукс, длительность циклов активности у солнечно-подобных звёзд ...»

-- [ Страница 3 ] --

3.1. Магнитные поля у солнечно-подобных звезд Звёзды главной последовательности с конвективными оболочками демон­ стрируют большое количество видов солнечно-подобной активности. На их по­ верхности существуют тёмные пятна [26], вызывающие переменность звёзд на временных масштабах от дней (появление и исчезновения пятен с обращенного к наблюдателю полушария звезды, вследствие её осевого вращения) до месяцев (характерное время жизни пятен) и лет или десятилетия (изменение количества и положения пятен, на протяжении цикла активности). Явление активности у холодных звёзд возрастает с увеличением скорости осевого вращения звёзд и при переходе к звёздам с более поздним спектральным классом [62, 66].

Все звезды III — V классов светимости и спектрального класса F-G-K2 по­ казывают присутствие короны [60]. У некоторых звёзд обнаружены хромосфе­ ра и ветер [41]. Многие карлики показывают четкую циклическую активность подобную солнечной с периодами от нескольких лет до десятилетий [23]. Хромо­ сфера, корона и ветер, также как и цикличность активности, свидетельствуют о наличии магнитного поля на поверхности этих звёзд.

Первые спектроскопические оценки магнитных полей у солнечно-подоб­ ных звезд были получены Робинсоном [135] в начале 1980-х годов. Данный ме­ тод заключается в тщательном измерении изменений формы линии, вызванных магнитными полями. При этом сравниваются профили магнитно-чувствитель­ ных линий с профилями линий не чувствительных к магнитному полю, но с та­ кими же спектральными характеристиками [133]. После этого появилась целая серия работ, посвящённая измерению магнитного поля у звёзд поздних спек­ тральных классов спектроскопическим методом [101, 105, 139].

К настоящему времени накоплено достаточно много спектроскопической информации о сильных локальных магнитных полях от 0.5 до 5.0 кГс на поверх­ ности звезд ГП спектральных классов F-G-K-M и звезд до главной последова­ тельности [80, 95, 102, 137, 139, 165]. Информация о глобальных конфигурациях магнитного поля для большинства этих звезд отсутствует [28, 94].

В 90-е годы XX века появились работы, в которых определялись конфигу­ рации магнитного поля у избранных звезд методом картирования. В качестве примера можно привести работы [48, 170], в которых восстановлена конфигу­ рация магнитного поля у звезды V711 Tau (K2 V).

Борра и др. [28] провели поиск магнитных полей у звёзд поздних спек­ тральных классов с использованием многощелевого магнитометра. Были полу­ чены наблюдения более 40 звёзд III – V классов светимости. Они зарегистриро­ вали значимое значение магнитного поля у Boo A (G7 V) в 25.0±6.4 Гс. Также ими были зарегистрированы значимые значения магнитного поля у других че­ тырёх звёзд: Aur (G1 III+K0 III, 11.2 ± 3.7 Гс и 5.0 ± 1.7 Гс), Gem (M3.0 III, 9.1 ± 2.0 Гс), Boo (K0 III, 3.3 ± 0.5 Гс) и Ori (M1-M2 Ia-ab, 11.8 ± 4.1 Гс).

Первый подробный анализ инфракрасного спектра ( 1.553 1.569 мкм) с высоким разрешением у солнечно-подобной звезды был выполнен Валенти и др. [167] в 1995 году. Авторы использовали спектры с высоким разрешением ( = 103000) и высоким отношением сигнал/шум (100 200) (полученные в те­ чение нескольких часов), чтобы определить магнитное поле у Эридана (K2 V), 40 Eri (K0.5 V) и Dra (G9 V) спектроскопическим методом.

Авторы нашли, что 8.8% поверхности активной звезды Эридана по­ крыто магнитным полем в 1.44 кГс, что соответствует абсолютному потоку = 130 Гс. А для двух других звёзд 40 Eri и Dra приводят только верхний предел около 100 Гс.

Магнитное поле у Эридана исследовалось спектроскопическими метода­ ми в оптическом диапазоне, начиная с 1984 года [56, 100, 101, 105, 139, 140].

Среднее магнитное поле Эридана, измеренное разными авторами, отлича­ ется. Полученные значения лежат в интервале от 130 Гс [167] до 780 Гс [100].

Авторы работы [167] приводят два возможных объяснения в полученных значе­ ниях магнитного поля Эридана. Первое, возможная переменность магнитного поля звезды. Второе, возможное различие в физических условиях формиро­ вания спектральных линий, используемых для определения магнитного поля.

Наблюдения, показывающие низкую напряженность магнитного поля, были по­ лучены по измерениям в ближнем инфракрасном диапазоне, которое может идти от другой части атмосферы звезды. А также, что, вероятно, оптические исследования завысили величину магнитного потока Эридана.

Андерсон и др. [15] для определения магнитного поля по зеемановскому уширению спектральных линий у GJ 297.1 (F6 V), 59 Vir (G0 V), 61 Vir (G6 V) использовали оптические спектры в области линий Cr I 5783 и Fe I 6173 со A A спектральным разрешением = 220000 и отношением сигнал/шум 400. Ана­ лиз проводился для однокомпонентной модели с одной и той же атмосферой для магнитных и немагнитных частей поверхности звезды, а также для двухкомпо­ нентной модели, используя разные параметры атмосферы для двух компонент.

Для активной звезды 59 Vir авторы нашли магнитное поле 500 Гс для однокомпонентного случая. Для двухкомпонентного анализа, они не смогли ис­ ключить нулевое поле и приводят верхний предел в 300 Гс. Для двух других звёзд значимого магнитного поля зарегистрировано не было.

Развитие более надёжных спектрополяриметрических методов измерения магнитных полей звёзд сегодня практически вытеснило спектроскопические ме­ тоды.

Первые спектрополяриметрические измерения магнитного поля у сол­ нечно-подобной звезды в зависимости от периода вращения были получены для Boo A Плачиндой и Тарасовой [126]. Boo A (G7 V) более молодая и активная солнечно-подобная карликовая звезда чем Солнце с переменной хромосферной активностью [23], но без видимой периодичности активности. Магнитное поле Boo A изменяется от 10 Гс до +30 Гс в зависимости от фазы вращения звезды (rot = 6.1455 ± 0.0003 дня).

Позднее была получена кривая изменения магнитного поля для ещё одной солнечно-подобной звезды 61 Cyg A [122] в зависимости от её периода вращения (rot = 36.618 ± 0.061 дня). Её магнитное поле изменяется в пределах от 13.4 до 11.8 Гс.

3.2. Магнитное поле у 61 Лебедя А Первые астрометрические исследования 61 Лебедя были проведены Джу­ зеппе Пиацци [118] в начале XIX века. Он нашел, что система 61 Лебедя обла­ дает значительным собственным движением: 5.2 угловые секунды в год. На тот момент это было самое большое из известных собственных движений звёзд, за что Пиацци назвал её «Летящей звездой». В 1838 году Фридрих Бессель [27] измерил расстояние до звезды методом годичного параллакса, которое соста­ вило 0.3136 секунд дуги, что соответствует расстоянию 3.19 парсек. Это была первая звезда, не считая Солнца, до которой было определено расстояние.

Из-за широкого углового разделения компонент системы до 30-х годов XX века считалось, что 61 Cyg A (K5 V) и 61 Cyg B (K7 V) не являются физически связанными между собой звёздами. И только в 1934 году было доказано, что 61 Лебедя двойная звезда и тогда же были определены её элементы орбиты [21].

В рамках HK-проекта О. Вилсона у 61 Cyg A была обнаружена хромо­ сферная активность с периодом 7.3 года [23]. В работе [72] по рентгеновским наблюдениям со спутника ROSAT было заподозрено наличие у 61 Cyg A циклов корональной активности. Позже, в работе [71], в которой использовалось боль­ шее количество рентгеновских данных со спутников ROSAT и XMM-Newton, это предположение было подтверждено. При этом, хромосферная и корональ­ ная активность показывают переменность с одним и тем же периодом, а фазы максимума и минимума активности совпадают.

По интерферометрическим измерениям был определён радиус 61 Cyg A равный 0.665 ± 0.005 [83]. В этой же работе была определена и масса звезды:

0.690.

Первая попытка измерения продольного компонента магнитного поля у 61 Cyg A была предпринята Браун и др. [33]. При этом, магнитное поле в пре­ делах ошибок обнаружено не было (14 ± 14 Гс). Следующая попытка была сде­ лана Борра и др. [28]. Они также не обнаружили магнитное поле (9.0±40.0 Гс).

В обоих работах применялся многощелевой магнитометр.

Более подробное исследование магнитного поля 61 Cyg A были проведены в работах [22, 122, 123, 160].

61 Cyg A является исторически второй солнечно-подобной звездой, для которой была получена кривая изменения магнитного поля с периодом её вра­ щения [122]. Но в отличие от Boo A является звездой более позднего спек­ трального класса.

В работах [22, 122] представлена фазовая кривая переменности магнитного поля 61 Cyg A с известным периодом осевого вращения звезды. Также автора­ ми было сделано предположение о том, что значимо отклоняющиеся точки от кривой диполя указывают на всплывание униполярной активной области на поверхность звезды.

3.2.1. Наблюдения

Основной задачей для 61 Cyg A было получить измерения магнитного поля в последовательные ночи для проверки возможности регистрации всплы­ вающих активных областей. 61 Cyg A является звездой V класса светимости и имеет более поздний спектральный класс (К5), чем Солнце (G2). Поэтому у неё более развитая и обширная конвективная оболочка, и в связи с этим, пред­ полагалось что у неё возможно более активное проявление активных областей на её поверхности чем у Солнца.

Измерения магнитного поля 61 Cyg A были получены в КрАО в 1998 – 2002 годы на протяжении 34 ночей [122]. Наблюдения магнитного поля, полученные в 1998 году приходятся на минимум активности звезды, в 1999 году — на фазу увеличения активности и наблюдения, полученные в 2002 году соответствуют максимуму хромосферной активности звезды.

В таблице 3.1 приведены измерения магнитного поля 61 Cyg A. В первом и втором столбцах приведены дата и юлианская дата, в третьем и четвёртом столбцах даны значения магнитного поля и его ошибка, и в пятом столбце приведена фаза вращения rot звезды.

3.2.2. Результаты На рисунке 3.1 приведена фазовая кривая магнитного поля с известным периодом вращения этой звезды 36.618 дней.

Фазы считались со следующей эфемеридой:

(3.1) = 2450989.2 + 36.618(±0.061), которая была определена таким образом, чтобы нулевая эпоха соответствовала положительному максимуму магнитного поля.

На рисунке символом плюс (+) отмечено одиночное измерение магнитного поля 61 Cyg A Брауна и др. [33], полученное с использованием многощелево­ го магнитометра. Символом крест () отмечено одиночное измерение Борра и др. [28], также полученное с использованием многощелевого магнитометра.

Пунктирные стрелки соединяют последовательные во времени наблюдения, ко­ гда, как предполагается, происходит всплывание активных областей. Сплошной линией приведена кривая центрального магнитного диполя. Параметры дипо­ ля следующие [123]: угол между осью вращения и лучом зрения = 52°, угол между осью вращения и осью диполя = 108°.

Из наблюдений Солнца мы знаем, что большинство активных областей (групп солнечных пятен) являются биполярными, которые состоят из головной и хвостовой частей. При этом головная и хвостовая части имеют противополож­ ные полярности. Так как хвостовая часть группы появляется позже, то силовые Таблица 3.1. Магнитное поле 61 Cyg A.

–  –  –

15.07.1998 2451010.344 2.2 0.577 10.6 16.07.1998 2451011.324 2.3 0.604 13.4 22.07.1998 2451017.482 6.5 1.3 0.772 26.07.1998 2451021.349 1.6 0.878 0.1 01.08.1998 2451027.457 2.1 1.6 0.045 02.08.1998 2451028.449 0.2 2.1 0.072 03.08.1998 2451029.457 0.6 2.2 0.099 04.08.1998 2451030.458 1.7 0.127 2.9 05.08.1998 2451031.444 2.0 0.154 1.2 07.08.1998 2451033.457 10.4 3.9 0.209 08.08.1998 2451034.464 1.5 1.5 0.236 01.09.1998 2451058.256 3.8 3.6 0.886 02.09.1998 2451059.493 4.3 1.3 0.920 04.09.1998 2451061.432 7.3 6.0 0.973 08.09.1998 2451065.447 3.5 2.2 0.082 05.10.1998 2451092.324 1.7 0.816 4.9 17.10.1998 2451104.282 2.7 2.1 0.143 08.05.1999 2451307.467 3.7 0.692 8.7 14.06.1999 2451344.467 0.7 1.8 0.702 15.06.1999 2451345.419 0.7 2.7 0.728 16.06.1999 2451346.461 2.5 0.757 8.2 17.06.1999 2451347.459 3.8 2.4 0.784 21.06.1999 2451351.458 1.9 0.893 2.4 29.06.1999 2451359.338 0.9 2.0 0.108 23.07.1999 2451383.402 3.6 0.765 10.2 24.07.1999 2451384.412 11.8 3.3 0.793 25.07.1999 2451385.450 1.8 0.821 0.1 29.07.1999 2451389.470 4.3 1.6 0.931 17.08.2002 2452504.480 2.2 0.381 4.7 18.09.2002 2452536.233 1.7 6.2 0.248 19.09.2002 2452537.319 1.7 0.278 5.2 20.09.2002 2452538.347 2.0 0.306 9.5 21.09.2002 2452539.312 2.5 0.332 3.5 22.09.2002 2452540.331 2.4 0.360 2.6

–  –  –

Рис. 3.1. Фазовая кривая изменения магнитного поля 61 Cyg A с периодом вращения rot = 36.618 дня. Закрытыми символами показаны наблюдения, полученные в последователь­ ные ночи. Пунктирные стрелки соединяют последовательные наблюдения во времени, когда присутствует предполагаемый процесс всплывания униполярных пятен. Значками плюс (+) и крест () показаны одиночные измерения, полученные Браун и др. [33] и Борра и др. [28] соответственно. Для этих измерений ошибки не приводятся, так как их бары выходят за пределы графика. Сплошной линией приведена кривая магнитного диполя. Цифрами 1 4 обозначены значения магнитного поля, которые отклоняются от дипольной кривой более чем на 3.

линии магнитного поля лидирующего пятна могут замыкаться на флоккулы или на другие элементы с противоположным знаком магнитного поля. По этой причине иногда в начале развития группы пятен измеряемый магнитный поток этой группы не будет равен нулю [34].

Также могут формироваться униполярные группы пятен, которые состоят из одного или нескольких пятен одной магнитной полярности.

Из наблюдений магнитных полей звёзд на ЗТШ мы получаем продольный компонент магнитного поля, а не его полный вектор. Линии металлов, по кото­ рым мы измеряем магнитное поле, формируются в фотосферном слое. И если силовые линии магнитного поля всплывающих лидирующих пятен замыкаются на близлежащие флоккулы или удалённые магнитные области, то мы этого в наших линиях не увидим, так как флоккулы находятся в более высоких слоях атмосферы, где другие физические условия для формирования спектральных линий. Если силовые линии замкнуты далеко от магнитной области, то вклад удалённых магнитных областей в результирующий продольный магнитный ком­ понент может быть ничтожно мал. Поэтому, если бы мы наблюдали полный вектор магнитного поля, то мы могли бы и не увидеть этот эффект.

Наблюдения магнитного поля 61 Лебедя А велись в течении трёх сезонов:

1998, 1999 и 2002 гг. Из рисунка 3.1 видим, что все отклоняющиеся от дипольной кривой точки (1 – 4) лежат в одной стороне и имеют один и тот же знак магнит­ ного поля. 61 Cyg A наклонена к нам под углом 52 градуса, и значит мы видим её северную часть вместе с северным полюсом. То есть, луч зрения наблюдателя перпендикулярен к поверхности звезды на северных широтах близких к широ­ там, где возможно формирование активных областей (по аналогии с Солнцем).

Из физики Солнца мы знаем, что, как правило, 90% всплывающих активных об­ ластей в данном цикле имеют один и тот же знак магнитного потока головной части активной области, которая опережает во всплывании хвостовую часть.

Поэтому не удивительно, что все вылетающие точки измерений магнитного по­ ля 61 Cyg A отклоняются в одну сторону, если гипотеза о всплывании активных областей в данном случае верна.

Значит, когда звезда наблюдалась несколько ночей подряд и при этом в одну из ночей произошли события с вылетающими точками (1, 2, 4), мы пред­ полагаем, что на поверхность звезды всплыла головная униполярная часть бу­ дущей активной области. А на следующую ночь измерения магнитного поля вернулись назад к дипольной кривой. То есть на следующие сутки (или через несколько часов) всплыла хвостовая часть активной области со своим знаком.

В результате силовые линии головной части и хвостовой перезамкнулись, и мы регистрируем близкий нулю магнитный поток от сформировавшейся активной области. Поэтому, результатом измерения теперь будет общее магнитное поле звезды без вклада магнитного поля пятен активной области. Описанный про­ цесс согласуется с тем, что нам известно из физики Солнца.

Для проверки возможности того, что мы действительно видим всплывание активной области на поверхность звезды, можно рассчитать параметры актив­ ных областей, которые могли бы вносить такие отклонения. Для такого расчета мы использовали модель униполярного пятна круглой формы с дипольной кон­ фигурацией магнитного поля. Однозначного решения такой задачи нет, так как у нас имеется избыточное количество свободных параметров: координаты пят­ на, его размер и магнитный поток.

И сразу же возникает вопрос, какими будут потоки, размеры и коорди­ наты униполярных пятен на Солнце, чтобы давать дополнительный вклад в общий магнитный поток от Солнца. Этот вопрос возникает из-за того, что все процессы активности на звёздах поздних спектральных классов сравниваются с подобными процессами на Солнце. Поэтому геометрическое моделирование всплывания магнитного потока и его вклада в общее магнитное поле звезды проводились для звёзд и для Солнца.

Для моделирования параметров активной области необходимо знать закон потемнения диска к краю, угол между лучом зрения и осью вращения звезды, а также координаты, на которых находится активная область.

Для моделирования униполярного пятна на Солнце использовались закон потемнения диска к краю, для которого = 0.55 [40], угол наклона между осью вращения Солнца и лучом зрения = 90° и широту расположения пятна = 30° от экватора. Используя эти параметры мы получили следующие результаты гео­ метрической аппроксимации для Солнца. Если отношение интенсивности тени пятна к интенсивности фотосферы spot ph равна 0.3 [26], радиус пятна 1.5° (= 50000 км) и магнитная интенсивность пятна spot = 4000 Гс, то дополнитель­ ный вклад магнитного поля пятна в общее магнитное поле Солнца составит

0.8 Гс. В случае же, когда отношение интенсивности тени пятна к фотосфере spot ph = 0.4, spot 1.5° и spot = 4000 Гс, то дополнительный вклад пятна в об­ щее магнитное поле Солнца будет 1.0 Гс. Такие добавки являются значимыми, так как они более чем на порядок превосходят современные ошибки измерения общего магнитного поля Солнца (0.05 0.12 Гс).

Для моделирования геометрии активных областей на поверхности 61 Cyg A использовались параметры звезды, которые приведены в таблице 3.2.

— угол между осью вращения звезды и лучом зрения, — угол между осью вращения звезды и осью центрального магнитного диполя, — широта располо­ жения пятна, — коэффициент потемнения диска к краю, spot ph — отношение интенсивности пятна к интенсивности фотосферы. Эффективная температура eff и логарифм силы тяжести log были взяты как средние значения соответ­ ствующих параметров из литературы.

Результаты моделирования активных областей на поверхности 61 Лебе­ дя A приведены в таблице 3.3. В первом столбце таблицы приведён номер актив­ ной области; номера соответствуют нумерации вылетающих значений магнит­ ного поля на рисунке 3.1. Во втором столбце приведены значения магнитного поля в активной области, и в третьем столбце — радиусы активных областей.

–  –  –

Численное моделирование магнитной геометрии 61 Лебедя А позволяет сделать вывод о том, что на поверхности звезды могут существовать активные области с угловым размером 10° и магнитным полем 4000 Гс. При условии, что активные области на поверхности звезды формируются на тех же широтах, что и активные области на Солнце, то они могут давать необходимый вклад общее магнитное поле 61 Лебедя А.

3.3. Краткие выводы к Главе 3

В этой главе представлены результаты измерений магнитного поля у ста­ рой солнечно-подобной звезды 61 Cyg A, которая более холодная чем Солнце и обладает более развитой конвективной оболочкой. Амплитуда переменности магнитного поля с периодом вращения звезды приблизительно в 4-5 раз больше, чем аналогичная переменность общего магнитного поля Солнца в максимуме активности.

Это первая и пока единственная солнечно-подобная звезда, для которой, благодаря длительным рядам наблюдений магнитного поля, удалось зареги­ стрировать всплывание и формирование активных областей.

Геометрическое моделирование показало, что наблюдаемый прирост про­ дольного компонента магнитного поля можно объяснить формированием ак­ тивных областей на королевских широтах с магнитным потоком на порядок превышающим магнитный поток крупных пятен на Солнце.

Эти результаты важны для понимания и интерпретации аналогичных со­ бытий у гигантов с развитыми конвективными оболочками (смотри Главу 4).

–  –  –

Магнитное поле жёлтого гиганта Близнецов

4.1. Магнитные поля у желтых гигантов Учёные уже давно подозревали, что у обычных гигантов поздних спек­ тральных классов могут существовать магнитные поля. В пользу этого предпо­ ложения свидетельствуют многие непрямые, косвенные факторы.

У многих из них наблюдаются пятна и связанные с ними хромосферная эмиссия, спокойное и вспыхивающее рентгеновское излучение и нетепловое ра­ дио-излучение [19, 77, 79, 82, 109, 130, 131, 138, 145]. Все эти виды активности наблюдаются на Солнце и по общепринятым теориям связаны с магнитным по­ лем Солнца генерируемым динамо-механизмами. Наличие такой связи на Солн­ це позволило предположить, а потом и установить, что и на конвективных звёз­ дах на всех стадиях эволюции проявления активности связаны с магнитным полем [9, 76, 80, 81, 166].

Первые работы по прямым и спектроскопическим наблюдениям магнит­ ных полей у конвективных звёзд главной последовательности с использова­ нием эффекта Зеемана, были начаты методом Бэбкока и методом Робинсо­ на [28, 29, 134] в начале 1980-х годов. Но зарегистрировать магнитное поле у гигантов поздних спектральных классов не удалось [102, 152].

Большинство холодных гигантов вращается очень медленно. Многие из них проэволюционировали из медленно вращающихся звёзд главной последова­ тельности, но даже если их предшественники и вращались быстро, то в процессе расширения оболочки они потеряли свою угловую скорость довольно существен­ но. Поэтому требовались высокоточные измерения магнитного поля.

Первые работы, посвященные измерению магнитных полей у гигантов, в которых были зарегистрированы магнитные поля, появились в середине 90-х гг.

XX века, когда для наблюдений стали использовать ПЗС-камеры и анализатор круговой поляризации (стоксметр).

В работе [76] авторы измерили магнитное поле у 13 звёзд-гигантов. Зна­ чимое значение магнитного поля было зарегистрировано для Tau (G9.5 III, 22.5 ± 5.4 Гс), Leo (G1 II, 49.2 ± 6.1 Гс), Her (G8 III, 28.1 ± 4.5 Гс).

Ярчайшая звезда созвездия Близнецов — Поллукс является медленно вра­ щающимся К0 гигантом. Хорошо известно, что у звезды наблюдается неболь­ шая активность [156]. В 2009 году у Поллукса было обнаружено слабое продоль­ ное магнитное поле 0.46 ± 0.04 Гс [18].

У медленно вращающихся гигантов было обнаружено не только слабое по­ ле. Так у EK Эридана (K0 III), вращательный период которой 335 дней [157], обнаружено наличие продольного магнитного поля достигающего 100 Гс [17].

Орьер и др. [17] в результате моделирования пришли к выводу, что у EK Eri есть крупномасштабное магнитное поле, у которого доминирует полоидальная составляющая. Также они предположили, что EK Eri является потомком маг­ нитной Ap звезды. Аналогичное предположение было сделано и в работе Цвет­ ковой и др. [162] для объяснения результатов измерения магнитного поля Cet (K0 III), у которой было измерено значимое магнитное поле с максимальным значением 8.2 ± 0.9 Гс.

Однако происхождение магнитных полей у таких звезд на настоящий мо­ мент не ясно.

4.2. Лучевые скорости Близнецов

Поллукс ( Близнецов) одна из самых ярких одиночных звезд на небе.

Относится к спектральному классу K0 IIIb. Расстояние до нее составляет 10.3 парсека [169]. Диаметр звезды согласно интерферометрическим наблюдениям [114] равен 8.8 ± 0.1. Несмотря на яркость Поллукса его физические парамет­ ры определенные разными авторами несколько отличаются друг от друга. Так, значения эффективной температуры лежат в диапазоне = 4660 4920 K, логарифм силы тяжести log = 2.523.15, металличность ( = 0.070.19, и масса звезды = 1.7 2.3 [13, 14, 57, 70, 106, 159].

Орьер и др. [18] сообщили об обнаружении слабого магнитного поля на поверхности Поллукса с напряженностью около одного Гаусса, которое изменя­ ется с периодом лучевых скоростей 589.64 дня.

По фотометрическим наблюдениям Поллукса со спутника Hipparcos Хат­ чез и др. [69] нашли 135-дневный период с амплитудой переменности 0.003 звезд­ ной величины.

Они предполагают, что если этот период действительно существует, тогда он является периодом вращения звезды.

В начале 1980-х гг. Уолкер и др. [171] обнаружили значимую переменность лучевой скорости Поллукса по результатам измерения лучевой скорости на про­ тяжении пяти лет. При этом стандартная ошибка определения лучевой скорости была не более 26 м/с. Они также, основываясь на периодограммном анализе, отметили наличие значимой периодичности присутствующей в данных, но ни­ каких значений периодов не привели. Позже, изменения лучевых скоростей с общей амплитудой около 100 м/с и периодом в 558 дней и 584 дня были открыты Хатчезом и др. [68] и Ларсоном и др. [97] соответственно. Ими были выдвинуты три возможные причины периодичного изменения лучевой скорости:

1. вращательная модуляция из-за неоднородности поверхности звезды;

2. нерадиальные пульсации звезды;

3. планетарный спутник.

Ларсон и др. [97] показали, что вращательная модуляция не может объяс­ нить наличие переменности лучевой скорости с периодом более 178 дней. На­ личие переменности лучевой скорости в 585 дней можно объяснить только при sin 0.76 км/с. Все существовавшие на тот момент оценки давали более вы­ сокое значение sin от 0.8 км/с [153] до 2.5 км/с [55]. Современные оценки sin лежат в интервале от 1.67 км/с [70] до 2.4 км/с [54].

Для случая вращательной модуляции представляется маловероятным что­ бы какие-либо поверхностные структуры (пятна) проявляли такую стабиль­ ность в течение столь долгого времени. Кроме того, пятна должны давать фо­ тометрическую переменность большую, чем было получено по фотометрии со спутника Hipparcos. К тому же, трудно объяснить каким образом пятно или группа пятен может давать переменность лучевой скорости, картина которой стабильна на протяжении 25 лет, близка к синусоиде и фаза не меняется.

Нерадиальные пульсации звезды должны вносить искажения в профили спектральных линий. Во всех опубликованных на настоящий момент работах по Поллуксу не удалось обнаружить искажения в линиях, вызванных пульса­ циями. Обнаружение подобных искажений в линиях требует высокоточных на­ блюдений с очень высоким спектральным разрешением. В связи с этим, нельзя полностью исключить возможность, что переменность лучевых скоростей вы­ звана нерадиальными пульсациями [69].

Более вероятной гипотезой, объясняющей переменность лучевой скорости, в настоящий момент считается орбитальное движение планеты. Орбитальные параметры спутника определялись в работах Хатчез и др. [68], Ларсон и др. [97], Хатчез и др. [69], Рефферт и др. [129] и Хан и др. [64]. Полученные ими парамет­ ры приведены в таблице 4.1, где период — это орбитальный период вращения планеты вокруг звезды, и pl — масса звезды в массах Солнца и масса пла­ неты в массах Юпитера, и — большая полуось в астрономических единицах и эксцентриситет орбиты планеты.

–  –  –

Для уточнения орбитального периода вращения планеты нами был прове­ дён периодограммный анализ с использованием всех доступных из литературы данных по лучевым скоростям Поллукса. Расчёты были выполнены с помощью программы «Period04» [98]. Всего было использовано 430 точек из 6 работ: 66 точек из Ларсон и др. [97], 51 точка из Хатчез и др. [68], 80 — из Рефферт и др. [129], 55 — из Хатчез и др. [69], 165 — из Хан и др. [64] и 13 точек из Орьер и др. [18]. Все использованные нами данные лучевых скоростей Поллукса при­ ведены в таблице В.1.

Периодограмма лучевых скоростей приведена на рисунке 4.1. Макси­ мальный пик на периодограмме соответствует периоду = 592.9 ± 0.6 дня.

Уточнённый нами период несколько больше периодов определённых в рабо­ тах [69, 97, 129], и меньше, чем период определённый в работе [64]. При этом за счёт использования большего количества данных наша ошибка определения периода в 3 – 5 раз лучше.

Для определения фазы использовалась полученная нами эфемерида:

(4.1) = 2444158.8 + 592.9 (±0.6).

Фазовая кривая лучевых скоростей, построенная с этим периодом приве­ дена на рисунке 4.2.

–  –  –

Рис. 4.1. Спектр мощности лучевых скоростей Поллукса. По оси абсцисс приведена частота (1сутки), а по оси ординат — мощность (м2 /с2 ).

4.3. Магнитное поле Близнецов 4.3.1. Наблюдения Спектрополяриметрические наблюдения Gem были получены в Крым­ ской астрофизической обсерватории на 2.6-метровом телескопе им. Г. А. Шайна в фокусе куде с использованием спектрографа АСП-14. Всего было получено 210 поляризованных спектров в течении 10 ночей 2010 года со спектральным разрешением 30000 в диапазоне длин волн от 6198 до 6266 Отношение сиг­ A.

нал-шум составлял от 270 до 580, в зависимости от погодных условий. Пример спектра, полученный на ЗТШ, показан на рисунке 4.3.

Также нами использовались спектрополяриметрические наблюдения, по­ лученные на 1.8-м телескопе Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO) с использованием эшелле спектрографа с высоким разрешением BOES [84] в

–  –  –

Рис. 4.2. Фазовая кривая лучевых скоростей с орбитальным периодом 592.9 дня. Разные символы соответствуют разным источникам данных по лучевым скоростям. Зелёными тре­ угольниками обозначены данные из Ларсон и др. [97], синими треугольниками — из Хатчез и др. [68], розовыми треугольниками — из Рефферт и др. [129], голубыми кружками — из Хат­ чез и др. [69], оранжевыми треугольниками — из Хан и др. [64], и жёлтыми звездочками — из Орьер и др. [18].

течение 4 ночей 2007 года. Эти спектры содержат спектральный диапазон от 4480 до 6920 со спектральным разрешением 60000 и S/N 400. Журнал на­ A блюдений приведен в таблице 4.2.

Список спектральных линий был взят из базы данных VALD [92]. Исполь­ зовалось солнечное содержание химических элементов, eff = 4570 K, log = 3.0 и скорость микротурбуленции 2 км/с. Для анализа выбирались неблендирован­ ные линии с фактором Ланде больше чем 0.8.

Для измерения магнитного поля по спектрам, полученным в КрАО, было отобрано 28 спектральных линий (таблица 4.3). А для эшелле-спектров, полу­ 1.0 0.9

–  –  –

Рис. 4.3. Спектр Поллукса, полученный 26 февраля 2010 года на ЗТШ. Указаны линии, которые использовались для расчета магнитного поля.

ченных в BOAO — 791 спектральная линия.

4.3.2. Результаты Для анализа поведения магнитного поля Поллукса использовалось 27 из­ мерений магнитного поля, которые приведены в таблице 4.4. В первом столбце приведены гелиоцентрические юлианские даты, во втором и третьем столбцах — значения магнитного поля и ошибки его определения в гауссах, в четвёртом столбце приведена фаза вращения, и в пятом столбце указана обсерватория, в которой были получены наблюдения. Первые 13 значений в таблице взяты из работы [18].

С полученным рядом измерений магнитного поля Поллукса был проведён периодограммный анализ. Из анализа мы исключили вылетающие значения

–  –  –

25.02.2010 2455253.455 20 240 ЗТШ 26.02.2010 2455254.362 22 300 ЗТШ 02.04.2010 2455289.290 22 300 ЗТШ 03.04.2010 2455290.319 29 300 ЗТШ 28.04.2010 2455315.293 22 240 ЗТШ 29.04.2010 2455316.287 26 240 ЗТШ 30.04.2010 2455317.298 16 240 ЗТШ 01.05.2010 2455318.294 23 240 ЗТШ 02.05.2010 2455319.285 22 240 ЗТШ 11.11.2010 2455512.426 16 300 ЗТШ магнитного поля Поллукса. О возможной причине вылетающих значений маг­ нитного поля мы «поговорим» ниже.

Период изменений магнитного поля искался в области периодов около 500 дней. Такой выбор был сделан на основании того, что в работе [18] был получен ряд наблюдений магнитного поля с сентября 2007 года по март 2009 года. За это время удалось получить измерения магнитного поля Поллукса на протяжении около одного периода (рисунок 4.4).

На спектре мощности магнитного поля Поллукса (рисунок 4.5) в этой об­ ласти присутствует один пик, который соответствует периоду в 491.5 дня. Его статистическая достоверность составляет 98%. Соседний пик соответствует пе­ риоду в 219.6 дня. Но этот период в два раза короче, и он не может быть Таблица 4.3. Список спектральных линий и их факторы Ланде

–  –  –

реальным, так как не вписывается в кривую магнитного поля. Фазовая кривая магнитного поля с периодом 219.6 дня приведена на рисунке 4.7.

Мы предполагаем, что период равный 491.5 дня является периодом вра­ щения Поллукса, так как магнитное поле звезды должно модулироваться её вращением. Фазовая кривая магнитного поля с периодом 491.5 дня приведена на рисунке 4.6.

По данным наблюдений спутника Hipparcos Хатчесом и др. [69] была обна­ ружена фотометрическая переменность Поллукса с периодом около 135 суток.

На спектре мощности магнитного поля присутствует пик, соответствую­ щий периоду в 135.8 дня, близкий к фотометрическому периоду, определенному по фотометрии спутника Hipparcos, но его статистическая достоверность толь­ ко 77%. На рисунке 4.7 приведена фазовая кривая измерений магнитного поля

–  –  –

Рис. 4.4. Магнитное поле Поллукса из работы [18]. По оси отложены HJD2450000, а по оси — продольное магнитное поле.

с периодом 135.8 дня.

Стоит отметить, что 2(1135.81491.5) = 375.3 дня близко к продолжи­ тельности года, и можно предположить, что этот период является артефактом биения частот периода вращения звезды и годовых сезонных наблюдений. Это объясняет природу периода, что было невозможно до получения периода вра­ щения звезды.

На рисунке 4.8 приведены фазовые кривые лучевой скорости c периода­ ми 491.5 и 135.8 дня. В работе Орьера и др. [18] делается утверждение, что наблюдаемые изменения лучевых скоростей вызвано процессами на поверхно­ сти звезды. Соответственно, лучевые скорости должны хорошо коррелировать с магнитным полем и фотометрией Поллукса. Действительно, если использовать наблюдения из работы Орьера и др. [18] (жёлтые звёздочки на рисунке 4.8), то они показывают вполне сносную фазовую кривую, как с фотометрическим периодом определённым по наблюдениям Hipparcos, так и с уточненным нами периодом изменения магнитного поля звезды. Но при использовании наблюде­

–  –  –

Рис. 4.6. Фазовая кривая магнитного поля Поллукса с периодом вращения = 491.5 дня.

Разными символами обозначены измерения магнитного поля, полученные на разных обсер­ ваториях. Кружками обозначены наблюдения, полученные в КрАО; ромбиками — в BOAO;

треугольниками обозначены измерения, взятые из работы [18]. Барами показаны ошибки определения магнитного поля. Штриховой линией приведена модельная кривая магнитного диполя.

–  –  –

Рис. 4.7. Свёртка магнитного поля с периодами 219.6 и 135.8 дня. Обозначение такие же как для рисунка 4.6.

ний лучевых скоростей других авторов становится понятно, что этот эффект является ложным так как измерения других групп исследователей его не пока­ зывают.

Как говорилось выше, спектр мощности по измерениям магнитного поля показывает осевой период вращения звезды 491.5 ± 3.3 дня. Фазовая кривая изменения магнитного поля Поллукса с этим периодом показана на рисунке 4.9.

Для построения фазовой кривой использовалась следующая эфемерида:

–  –  –

где нулевая фаза соответствует максимальному значению магнитного поля.

Измерения магнитного поля, полученные на ЗТШ обозначены закрытыми кружками, а измерения, полученные на корейском 1.8-м телескопе показаны

–  –  –

Рис. 4.8. Фазовые кривые лучевых скоростей с периодами 491.5 и 132.5 дня. Разные символы соответствуют разным источникам данных по лучевым скоростям. Зелеными треугольника­ ми обозначены данные из Ларсон и др. [97], синими треугольниками — из Хатчез и др. [68], ро­ зовыми треугольниками — из Рефферт и др. [129], голубыми кружками — из Хатчез и др. [69], оранжевыми треугольниками — из Хан и др. [64]. Жёлтыми звёздочками, соединёнными ли­ ниями, обозначены значения лучевых скоростей из работы Орьер и др. [18].

закрытыми ромбиками. Закрытые треугольники — данные, взятые из статьи Орьера и др. [18]. Те точки, что лежат более чем на 3 от кривой, показа­ ны открытыми символами. Сплошная кривая на рисунке соответствует модели центрального магнитного диполя. При численном моделировании центрального магнитного диполя использовались только закрытые символы.

При моделировании использовался закон потемнения диска к краю для поверхностной яркости:

–  –  –

1.0 5,6 0.5 0.0

- 0.5

- 1.0

- 1.5

–  –  –

Рис. 4.9. Фазовая кривая продольного магнитного поля с периодом вращения 491.5 дня. За­ крытые кружки — измерения магнитного поля, полученные в КрАО; закрытые ромбики — измерения, полученные в BOAO и закрытые треугольники — данные из работы [18]. Откры­ тыми символами обозначены значения магнитного поля, которые более чем на 3 отклоня­ ются от модельной кривой магнитного диполя. Модельная кривая магнитного диполя пока­ зана сплошной линией. Бары показывают ошибки измерений. Прямоугольником выделена область с пятью последовательными измерениями магнитного поля Поллукса представлен­ ная на рисунке 4.10.

где = 0.68 для звёзд-гигантов [40];

— угол от центра сферы.

В результате численного моделирования нами были получены следующие параметры центрального магнитного диполя Поллукса:

–  –  –

поля с периодом вращения 491.5 дня, на которой приведены пять последова­ тельных измерений магнитного поля Поллукса. Измерение полученное 29 ап­ реля 2010 года, отмеченное цифрой 4 более чем на 3 отличается от модели магнитного диполя (штриховая кривая), в то время как измерения полученные в предыдущую и три последующие ночи хорошо ложатся на модельную кривую магнитного диполя. Данное отклонение не может быть вызвано ни ошибками связанными с оборудованием (оно не менялась и хорошо себя показало в сосед­ ние ночи), так и с погодными условиями, которые были аналогичны соседним ночам. Поэтому мы полагаем, что отклонения значений магнитного поля полу­ ченные как 29 апреля 2010 года, так и в другие ночи (обозначены цифрами 1 – 6 на рисунке 4.9), вызваны физическими процессами на самой звезде.

Мы предполагаем, что процессами, отклоняющими значения магнитного поля более чем на 3 от модельной кривой магнитного диполя, могут быть всплывания активных областей на поверхность звезды.

0.0 M a g n e tic fie ld, G s

- 0.5

- 1.0

- 1.5

–  –  –

Рис. 4.10. Часть фазовой кривой продольного магнитного поля с периодом вращения 491.5 дня. Зелеными кружками отмечены пять последовательных измерений продольного компо­ нента магнитного поля Поллукса полученных на ЗТШ с 28 апреля по 2 мая 2010г. Цифрой 4 отмечено измерение, более чем на 3 отличающиеся от модели магнитного диполя (штри­ ховая кривая).

У Поллукса мы не наблюдаем такой же стабильной картины в поведении магнитного поля как у 61 Лебедя А, где все вылетающие точки расположены по одну сторону дипольной кривой. В отличие от 61 Cyg A у Поллукса такие события происходят в обе стороны от дипольной кривой и поэтому картина поведения магнитного поля у Поллукса более сложная.

Из наблюдений Солнца мы знаем, что для данного цикла активности на данном полушарии доминирует всплывание головной части активной области с одним и тем же знаком.

Но иногда у активной области головная часть всплыва­ ет с противоположным знаком. Поэтому мы можем предположить, что зареги­ стрированные нами события (рисунок 4.9, точки 1 – 6) могут являться процес­ сами всплывания активных областей на поверхность Поллукса. Более основа­ тельно мы не можем ничего сказать, так как на сегодняшний момент получено мало наблюдений, а нужен большой ряд данных для детального исследования.

Но, с другой стороны, у нас нет другого известного явления для интерпретации полученных нами результатов измерений магнитного поля, особенно, если при этом мы опираемся на известную нам физику Солнца.

Для проверки возможности того, что мы видим всплывание активных обла­ стей на поверхность Поллукса, мы как и для 61 Лебедя А (смотри раздел 3.2.2) рассчитали параметры активных областей, которые могли бы вносить такие от­ клонения. При моделировании использовались параметры звезды, приведенные в таблице 4.5. Углы и были определены нами в данной работе при моделиро­ вании центрального магнитного диполя, — широта расположения пятна, — коэффициент потемнения диска к краю, spot ph — отношение интенсивности пятна к интенсивности фотосферы. Эффективная температура eff и логарифм силы тяжести log были взяты как средние значения соответствующих пара­ метров из литературы.

Результаты моделирования активных областей на поверхности Поллукса приведены в таблице 4.6. В первом столбце таблицы приведён номер активной области; номера соответствуют нумерации вылетающих значений магнитного поля на рисунке 4.9. Во втором столбце приведены значения магнитного поля в активной области, и в третьем столбце — радиусы активных областей.

–  –  –

Численное моделирование магнитной геометрии Поллукса позволяет сде­ лать вывод о том, что на поверхности Поллукса могут существовать активные области с угловым размером 3° и магнитным полем 3000 Гс. Такие области могут формироваться на тех же широтах, что и активные области на Солнце.

Магнитное поле таких активных областей может давать необходимый вклад в общее магнитное поле звезды.

4.4. Краткие выводы к Главе 4

Был получен ряд наблюдений магнитного поля, что позволило вместе с данными из работы [18] определить осевой период вращения Поллукса. По на­ блюдениям магнитного поля был определён угол наклона оси вращения к лучу зрения наблюдателя, также был получен угол между осью вращения звезды и осью центрального магнитного диполя. Было показано, что изменения лучевых скоростей Поллукса не связаны с вращением звезды, а соответствуют орбиталь­ ному вращению планеты вокруг звезды.

Геометрическое моделирование активных областей на поверхности Поллук­ са показало, что наблюдаемый прирост продольного компонента магнитного по­ ля можно объяснить формированием активных областей на тех же широтах, с таким же магнитным потоком и размером крупных пятен как и на Солнце.

–  –  –

Основные результаты, которые были получены в процессе выполнения дис­ сертационной работы:

1. Для солнечно-подобных звёзд была уточнена зависимость между средним уровнем хромосферной эмиссии и числом Россби.

2. Для солнечно-подобных звёзд с ярко выраженными периодами хромо­ сферной активности не обнаружена значимая зависимость средней вели­ чины скорости меридиональных течений от числа Россби, что позволяет лучше понять работу механизмов определяющих длительность циклов ак­ тивности.

3. Уточнён период изменений лучевых скоростей Поллукса. Показано, что переменность лучевых скоростей Поллукса вызвана орбитальным движе­ нием планеты, а не осевым вращением самой звезды.

4. По измерениям магнитного поля, полученным в КрАО и взятым из ли­ тературы, был определён период вращения жёлтого гиганта Поллукса.

Продольный компонент магнитного поля Поллукса изменяется в интерва­ ле от 0.

0 до -0.6 Гс, что всего в два-три раза больше полной амплитуды переменности общего магнитного поля Солнца как звезды в минимуме активности и в 4-5 раз меньше полной амплитуды переменности общего магнитного поля Солнца как звезды в максимуме активности. То есть, на сегодня для ярких звёзд достигнута точность измерения магнитного поля, сравнимая с лучшими точностями в солнечной астрофизике. Также были определены параметры магнитного диполя и угол наклона оси вращения звезды к лучу зрения наблюдателя.

5. По результатам численного моделирования получена оценка размеров ак­ тивных областей на королевских широтах для Поллукса и величины на­ пряжённости магнитного поля, которые могут давать наблюдаемые зна­ чимые отклонения измеренных значений магнитного поля от дипольной кривой переменности магнитного поля. В случае, если вывод о регистра­ ции всплывания магнитного поля активной области будут подтверждены дальнейшими исследованиями, то астрофизики смогут приступить к пря­ мому изучению параметров активных областей на медленно вращающих­ ся конвективных звёздах.

Благодарности Автор выражает благодарность научному руководителю Плачинде Сергею Ивановичу за неоценимую помощь и поддержку в написании данной работы.

Автор также благодарит всех со-авторов совместных публикаций.

Список сокращений и условных обозначений КрАО — Крымская Астрофизическая Обсерватория ЗТШ — Зеркальный телескоп имени академика Г. А. Шайна BOAO — Bohyunsan Optical Astronomy Observatory CFHT — Canada-France-Hawaii telescope TBL — Tlescope Bernard Lyot e WSO — Wilcox Solar Observatory, Солнечная обсерватория имени Дж. Вилкокса Стэнфордского университета ПЗС — Прибор с зарядовой связью ОМП — Общее магнитное поле ГП — Главная последовательность

Список литературы

1. Баранов А. В. Особенности применения магнитоактивных линий со слож­ ным расщеплением для измерения солнечных магнитных полей // XI Пул­ ковская международная конференция по физике Солнца. Физическая при­ рода солнечной активности и прогнозирование ее геофизических проявле­ ний / Под ред. А. В. Степанов, А. А. Соловьев, В. В. Зайцев. — Санкт­ Петербург: Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, 2007. — С. 27–30.

2. Боярчук А. А., Ефимов Ю. С., Степанов В. Е. Магнитное усиление ли­ ний поглощения // Известия Крымской Астрофизической Обсерватории.

— 1960. — Т. XXIV. — С. 52–77.

3. Глаголевский Ю. В., Рылов В. С., Щеглов П. В., Чунтонов Г. А. Звездный магнитометр на основе интерферометра Фабри-Перо // Новая техника в астрономии. — 1975. — Т. 5. — С. 7–9.

4. Котов В. А. Поляризация света, возникающая на зеркалах Башенного солнечного телескопа // Известия Крымской Астрофизической Обсерва­ тории. — 1977. — Т. LVI. — С. 150–153.

5. Котов В. А. Об одном парадоксе измерений магнитного поля Солнца // Известия Крымской Астрофизической Обсерватории. — 2008. — Т. 104. — № 1. — С. 109–130.

6. Котов В. А. Загадка измерений общего магнитного поля Солнца // Из­ вестия Крымской Астрофизической Обсерватории. — 2011. — Т. 108. — С. 1–13.

7. Котов В. А., Демидов М. Л., Ханейчук В. И., Цап Т. Т. О состоятельности измерений магнитного поля Солнца как звезды и его годичная вариация // Известия Крымской Астрофизической Обсерватории. — 1998. — Т. 94. — С. 110–117.

8. Котов В. А., Ханейчук В. И., Цап Т. Т. Новые измерения общего магнит­ ного поля Солнца и его вращение // Астрономический Журнал. — 1999.

— Т. 76. — № 3. — С. 218–224.

9. Плачинда С. И. Результаты измерения магнитного поля у четырех желтых сверхгигантов. I. // Астрофизика. — 2005. — Т. 48. — № 1. — С. 15–28.

10. Рачковский Д. Н. Эффекты магнитного вращения в спектральной ли­ нии // Известия Крымской Астрофизической Обсерватории. — 1962. — Т. XXVIII. — С. 259–270.

11. Рачковский Д. Н. Образование линии поглощения в магнитном поле. Неко­ торые вопросы релеевского рассеяния типа: Кандидатская диссертация. — 1963.

12. Ханейчук В. И. Вращение общего магнитного поля Солнца, 1968-1996 гг. // Астрономический Журнал. — 1999. — Т. 76. — № 5. — С. 385–395.

13. Allende Prieto C., Barklem P. S., Lambert D. L., Cunha K. S4N: A spectroscop­ ic survey of stars in the solar neighborhood. The Nearest 15 pc // Astronomy and Astrophysics. — 2004. — Vol. 420. — P. 183–205.

14. Allende Prieto C., Lambert D. L. Fundamental parameters of nearby stars from the comparison with evolutionary calculations: masses, radii and effective tem­ peratures // Astronomy and Astrophysics. — 1999. — Vol. 352. — P. 555–562.

15. Anderson R. I., Reiners A., Solanki S. K. On detectability of Zeeman broad­ ening in optical spectra of F- and G-dwarfs // Astronomy & Astrophysics. — 2010. — Vol. 522. — P. A81, 17 pp.

16. Angel J. R. P., Landstreet J. D. Magnetic Observations of White Dwarfs // The Astrophysical Journal. — 1970. — Vol. 160. — P. L147.

17. Auri`re M., Konstantinova-Antova R., Petit P. et al. EK Eridani: the tip of e the iceberg of giants which have evolved from magnetic Ap stars // Astronomy and Astrophysics. — 2008. — Vol. 491. — no. 2. — P. 499–505.



Pages:     | 1 | 2 || 4 |

Похожие работы:

«Теплых Дарья Андреевна ПОИСК И ИССЛЕДОВАНИЕ РАДИОИЗЛУЧЕНИЯ ОТ АНОМАЛЬНЫХ ПУЛЬСАРОВ НА НИЗКИХ ЧАСТОТАХ 01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: доктор физико-математических наук В.М. Малофеев Москва ОГЛАВЛЕНИЕ ВВЕДЕНИЕ 4 ГЛАВА I. Наблюдательная база § 1.1. Радиотелескопы ПРАО АКЦ ФИАН 24 § 1.2. Приёмная аппаратура...»

«ВАРАКСИНА НАТАЛЬЯ ЮРЬЕВНА СОЗДАНИЕ НАВИГАЦИОННОЙ ОПОРНОЙ СЕТИ НА ПОВЕРХНОСТИ ЛУНЫ В ФУНДАМЕНТАЛЬНОЙ СИСТЕМЕ КООРДИНАТ Специальность 01.03.01 астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель –...»

«Жиляев Борис Ефимович УДК 524.33+524.338.6+519.2 БЫСТРАЯ МАЛОМАСШТАБНАЯ ПЕРЕМЕННОСТЬ ЗВЕЗД Специальность 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Киев – 2014 СОДЕРЖАНИЕ Стр. ВВЕДЕНИЕ...7 ГЛАВА 1 СТАТИСТИЧЕСКАЯ ФОТОМЕТРИЯ ЗВЕЗД: КОНЦЕПЦИЯ И МЕТОДЫ 25 1.1 Цифровая фильтрация для детектирования маломасштабной переменности..26 1.2...»

«УДК 523.45–852:520.85 ШАЛЫГИНА ОКСАНА СЕРГЕЕВНА СВОЙСТВА СТРАТОСФЕРНОГО АЭРОЗОЛЯ В ПОЛЯРНЫХ ОБЛАСТЯХ ЮПИТЕРА ПО ДАННЫМ ФОТОПОЛЯРИМЕТРИЧЕСКИХ НАБЛЮДЕНИЙ Специальность: 01.03.03 – Гелиофизика и физика Солнечной системы Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: кандидат...»

«Антюфеев Александр Валерьевич УДК 524.6-77 БИПОЛЯРНЫЕ МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОТОКИ В ОБЛАСТЯХ ЗВЕЗДООБРАЗОВАНИЯ IRAS 05345+3157, IRAS 22267+6244 И G122.0-7.1 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель Шульга Валерий Михайлович, академик НАН Украины, доктор физико-математических наук, профессор Харьков – 2015 Содержание Список...»

«УДК 522.33-38:523.81 Шульга Александр Васильевич МОНИТОРИНГ ОБЪЕКТОВ ОКОЛОЗЕМНОГО КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА НАЗЕМНЫМИ ОПТИЧЕСКИМИ И РАДИО СРЕДСТВАМИ 01.03.01 – Астрометрия и небесная механика Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Научный консультант доктор физико-математических наук профессор Пинигин Г.И. Киев СОДЕРЖАНИЕ №...»

«Лыскова Наталья Сергеевна Методы определения масс эллиптических галактик, применимые для больших обзоров 01.03.02 Астрофизика и звёздная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: член-корр РАН, д.ф.-м.н. Чуразов Е.М. Москва, 2015 Оглавление 1 Введение 1.1 Актуальность..................»

«Семена Андрей Николаевич Определение геометрии аккреционных колонок на поверхности магнитных белых карликов по свойствам апериодической переменности их яркости 01.03.02 Астрофизика, звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: д.ф.-м.н. Ревнивцев М.Г. Москва, 2014 Оглавление 1 Введение 1.1...»

«Академия наук Республики Таджикистан Институт языка, литературы, востоковедения и письменного наследия им. Абуабдулло Рудаки Гасеми Тахте Чуб Насрин Структурно-семантические особенности астрономических терминов в словаре «Kaf-ul-luot va istilohot» Sur-i Bahor Специальность: 10.02.22языки народов зарубежных стран Европы, Азии, Африки, аборигенов Америки и Австралии (иранские языки) Диссертация на соискание ученой степени кандидата филологических наук Научный руководитель:...»

«УДК 520.27, 520.8.056, 520.374 ЦЫБУЛЁВ Петр Григорьевич РАЗВИТИЕ СИСТЕМ РЕГИСТРАЦИИ РАДИОАСТРОНОМИЧЕСКИХ ДАННЫХ И ПОВЫШЕНИЕ ЧУВСТВИТЕЛЬНОСТИ РАДИОТЕЛЕСКОПА РАТАН-600 Специальность: 01.03.02 – астрофизика и звездная астрономия ДИССЕРТАЦИЯ на соискание ученой степени кандидата технических наук Научный руководитель академик РАН доктор физико-математических наук Ю. Н. Парийский Нижний Архыз – 2014 Оглавление...»

«Ладейщиков Дмитрий Антонович “Исследование пространственно-кинематической структуры гигантских молекулярных облаков” Специальность 01.03.02 — астрофизика и звездная астрономия Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук Научный руководитель: к.ф.-м.н. Соболев...»







 
2016 www.konf.x-pdf.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Авторефераты, диссертации, конференции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.