міністерство освітИ і наукИ україни

одеський національний університет ім. І. І. Мечникова

Тарасова Таїсія Миколаївна

УДК 524.316.022-337

магнітні поля зірок пізніх

спектральних типів

Спеціальність 01.03.02 – Астрофізика, радіоастрономія

Автореферат

дисертації на здобуття вченого ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Одеса – 2003

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в НДІ “Кримська Астрофізична Обсерваторія” Міністерства освіти і науки України

Офіційні опоненти:

доктор фізико-математичних наук, професор

Комаров Микола Сергійович

НДІ “Астрономічна Обсерваторія”

Одеського національного університету ім. І. І. Мечникова

завідувач відділом;

кандидат фізико-математичних наук, доцент

Цимбал Вадим В’ячеславович

Таврійський національний університет

ім. В.І. Вернадського

кафедра астрономії і методики фізики

Провідна установа:

Московський Державний університет, Астрономічний Інститут ім. П. К. Штернберга,

м. Москва

Захист відбудеться “_13” червня 2003 р. о 14 годині на засіданні Спеціалізованої Вченої Ради К.41.051.04 по захисту кандидатських дисертацій при Одеському національному університеті ім. І. І Мечникова за адресою: 65026, м. Одеса, вул. Дворянська, 2.

З дисертацією можна ознайомитись в науковій бібліотеці Одеського національного університету

за адресою: 65026, м. Одеса, вул. Преображенська, 24.

Автореферат розісланий “ 7 ” травня 2003 р.

Вчений секретар Спеціалізованої Вченої Ради

доктор фіз.-мат. наук С. Д. Каїм

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

У теперішній час завдяки спостереженням у рентгенівському, ультрафіолетовому й оптичному діапазонах активно розвивається новий підхід до вивчення явищ активності на зірках пізніх спектральних типів.

Для цього використовується увесь накопичений багатий матеріал по Сонцю, зокрема, дані про магнітні поля і про їхній зв'язок з циклами активності, зі структурою корони, високо- і низькошвидкісним вітром. У той же час вивчення таких явищ на зірках з підфотосферною конвективною зоною допомагає поширити наше уявлення про активні явища, дозволяє краще зрозуміти, як вони пов'язані з такими фундаментальними параметрами зірки, як її маса, вік, та обертання. Дисертація присвячена одній із сторін цього нового підходу дослідження. У ній досліджуються магнітні поля зірок головної послідовності, субгігантів та гігантів пізніх спектральних типів.

Актуальність роботи. Спостереження з наземних і космічних обсерваторій показали, що такі явища на Сонці, як плями, спалахи, а також наявність хромосфери, корони, циклів активності, широко поширені серед зірок з конвективними оболонками. Більш того, існують зірки з більш гарячими і щільними коронами. Плями на деяких зірках займають більше половини поверхні, а спалахи перевершують сонячні за потужністю на кілька порядків. Поверхнева активність, що перевершує сонячну, виявлена у системах типу RS CVn, BY Dra та dMe зірках. Рентгенівська світність порядку сонячної і вище виміряна також і в одиночних субгігантів і гігантів, а на деяких з них зареєстровані спалахи.

Всі нестаціонарні процеси на поверхні Cонці прийнято пов'язувати з еволюцією магнітних полів. Загальноприйнятим у даний час механізмом утворення магнітних полів є механізм динамо. Посилення магнітного поля в основі конвективної зони диференціальним обертанням і конвекцією призводить до появи на поверхні Сонця локальних магнітних структур або плям. Виявлення залежності рівня активності від швидкості обертання у зірок пізніх спектральних типів свідчить на користь дії такого механізму на зірках з конвективними оболонками. Вимірювання магнітних полів спектроскопічними методами дозволили одержати відомості про локальні магнітні поля в деяких зірках пізніх спектральних типів. Напруженість магнітного поля в цих зірках корелює з потоками ультрафіолетового і рентгенівського випромінювання.

Значення великомасштабних магнітних полів у процесах циклічної активності на Сонці починає тільки з'ясовуватися. Відомо, що структура корональних дір, протуберанців і стримерів на Сонці формується великомасштабними магнітними полями. Високошвидкісні потоки сонячного вітру з корональних дір і низькошвидкісні зі стримерів зв'язані з ними. У той же час роль великомасштабного магнітного поля в явищах активності не з’ясована до кінця. Залишається незрозумілим і його походження. Тому необхідні дослідження великомасштабного магнітного поля в сонячноподібних зірках різного рівня активності. Можливо, у більш активних зірок його вплив на активність виражено сильніше.

Для розуміння походження великомасштабного магнітного поля важливі дані про магнітні поля зірок різного віку і на різних стадіях еволюції.

До останнього часу великомасштабне магнітне поле розглядалося тільки у Сонця. Один з його компонентів - це слабке уніполярне поле, що концентрується біля полюсів під час мінімуму активності. Полярність такого магнітного поля на північному полюсі протилежна полярності на південному. Інший компонент великомасштабного магнітного поля - це магнітне поле Сонця як зірки. Напруженість цього поля, що зветься загальним магнітним полем (ЗМП), співпадає із середнім значенням напруженості поля у центральній частині диска. Вимірювання ЗМП розпочалися у Кримській астрофізичній обсерваторії у 1967 році, пізніше - на обсерваторіях Маунт Вілсон, у Стенфорді (США) та в Інституті сонячно-земної фізики Російської Академії наук. В експериментах реєструється усереднений по диску зірки поздовжній компонент магнітного поля Сонця. Дані вимірів показали, що напруженість ЗМП не перевищує декількох гаус, а в більшості випадків виявляється нижче 1 гауса. Вивчення синоптичних карт магнітного поля Сонця показало, що ЗМП дорівнює середньому значенню напруженості фонового поля у центральній частині диска. Відомо також, що дипольна структура такого поля помітна на фазах зростання і спаду активності.

Вимірювання середньої поздовжньої складової магнітного поля у зірок пізніх спектральних типів проводилося усього декількома дослідниками, і магнітне поле було зареєстроване всього у декількох випадках. Тому існування великомасштабного магнітного поля у таких зірок дотепер не розглядалося.

Зв'язок з науковими програмами, планами, темами. Усі дослідження в даній роботі виконані відповідно до наукового плану Лабораторії фізики зірок і галактик НДІ “Кримська астрофізична обсерваторія” в рамках наукової теми за номером 0101U002222 "Структура зоряних атмосфер".

Мета і задачі дослідження. Робота присвячена дослідженню магнітного поля у зірок з конвективними оболонками. Для зірок головної послідовності пізнього спектрального типу спектроскопічними методами отримані дані про локальні магнітні поля. Величина напруженості магнітного поля у найменш активних зірок така сама, як і в плямах на Сонці. У найбільш активних зірок магнітне поле перевершує сонячне в плямах, досягаючи у деяких зірок чотирьох тисяч гаус. Частка поверхні, зайнята магнітним полем, складає від декількох одиниць до декількох десятків відсотків від загальної площі.

Для того, щоб краще зрозуміти, яку роль відіграють магнітні поля у формуванні циклічної активності на Сонці, відомостей тільки про локальні магнітні поля недостатньо.

Структура великомасштабного магнітного поля може бути виявлена при вимірюванні поля в різні фази періоду обертання. Оскільки результати вимірювання середнього поздовжнього магнітного поля у зірок пізнього спектрального типу показали, що його напруженість не перевищує декількох десятків гаус, то необхідно провести вимірювання з похибками у декілька гаус. У зв'язку з цим були поставлені наступні задачі :

1. Використати метод, який дозволяє реєструвати слабкі магнітні поля з похибками декілька гаус, і розглянути можливості підвищення точності вимірів.

2. Провести вимірювання магнітного поля у зірок головної послідовності з різним рівнем активності і різного віку і порівняти із загальним магнітним полем Сонця.

3. Дослідити змінність магнітного поля в залежності від фази періоду обертання у сонячноподібніх зірок. Порівняти її зі змінністю загального магнітного поля Сонця.

4. Провести вимірювання магнітних полів у субгігантів і гігантів пізніх спектральних типів з рентгенівською світністю, що порівнянна з сонячною, або перевищує її, а також у гігантів, в яких рентгенівське випромінювання не виявлено.

Наукова новизна отриманих результатів. В даний час відомо всього кілька десятків зірок пізніх спектральних типів, для котрих проводились вимірювання магнітного поля спектрополяриметричними методами. Магнітне поле було зареєстроване менш ніж у двох десятків зірок. Дослідження, проведені дисертантом, істотно поповнили список зірок, для яких проводилися вимірювання магнітного поля. Нові дані по магнітному полю були отримані для зірок головної послідовності, субгігантів та гігантів. Нижче наведені результати, котрі були отримані уперше.

1. Зареєстровані статистично значимі величини напруженості магнітного поля для двох карликів - ? Erі і 61 Cyg A, одного субгіганта - ? Her і восьми гігантів - ? And, в And, к Gem, ж Hya, е V?r, е Cyg, ж Cyg, м Peg.

2. Для двох зірок сонячного типу 61 Cyg A і ? Boo з різним рівнем і характером активності отримана залежність напруженості середнього поздовжнього компонента магнітного поля від фази періоду обертання. Цей результат дозволяє стверджувати, що досліджуване магнітне поле є великомасштабним. Вигляд фазової кривої показує, що конфігурація великомасштабного магнітного поля, що спостерігається, близька до дипольної.

Практичне значення отриманих результатів.

1. Практична цінність роботи полягає в отриманих й опублікованих нових результатах по магнітному полю зірок головної послідовності, субгігантів і гігантів пізніх спектральних типів.

2. Результати, отримані по магнітним полям, можуть бути використані в дослідженнях великомасштабного магнітного поля у зірок пізніх спектральних типів.

3. Отриманий спектральний матеріал може бути використаний для визначення променевих швидкостей, швидкостей обертання, хімічного складу й інших параметрів зірок, що досліджувалися.

4. Матеріали дисертації можуть бути використані в багатьох астрономічних інститутах (ДАІШ, ІЗМІРАН, ГАО, КрАО).

Особистий внесок здобувача.

1.

2.

3.

Апробація результатів дисертації. Результати дисертаційної роботи доповідалися на наступних конференціях: “Физика звездных атмосфер. Химически пекулярные и магнитные звезды”(КрАО, Україна 1999); “Физика Солнца” (КрАО, Україна 1999); Proceedіngs of the Іnternatіonal Conference "Magnetіc fіelds of chemіcally peculіar and related stars" (Nіzhnіj Arkhyz, Russіa 1999); International Scientific Conference “Variable Stars-2001” (Odessa, Ukraine, 2001) і на семінарах лабораторії фізики зірок і галактик Кримської астрофізичної обсерваторії.

Публікації. Результати дисертації надруковані в 5 статтях у наукових журналах і у 1 статті - у матеріалах конференції.

Структура і зміст дисертації. Дисертація складається із вступу, чотирьох глав, висновку і списку цитованої літератури. Загальний обсяг дисертації складає 122 сторінки, включаючи 108 сторінок тексту, 30 малюнків, 20 таблиць і список цитованої літератури з 154 бібліографічних найменувань.

ЗМІСТ ДИСЕРТАЦІЇ

У вступі обґрунтована актуальність проблеми, визначений зв'язок роботи з науковими програмами, сформульовані основні цілі і задачі роботи, вказана наукова новизна отриманих результатів, особистий внесок здобувача в наукові роботи, апробація результатів дисертації і список робіт, у яких опубліковані результати дисертації.

У Главі 1 надано огляд основних результатів оптичних, ультрафіолетових і рентгенівських спостережень, котрі показують, що явища активності подібні до тих, які розвиваються на Сонці, властиві зіркам з конвективними оболонками. Такі явища на Сонці, як спалахи, плями, активні області (факельні поля у фотосфері або флокули у хромосфері), а також структуру хромосфери й корони пов'язують з магнітними полями, що утворюються в результаті посилення магнітного поля в нижній частині конвективної зони механізмом динамо. На рівні фотосфери таке поле утворює дипольні локальні структури магнітного поля.

Однак, явища активності у деяких зірок пізніх спектральних типів відрізняються від сонячних як за інтенсивністю, так і за своїм характером. Так, наприклад, у деяких зірок випромінювання у рентгенівському діапазоні перевершує сонячне на кілька порядків, що свідчить про наявність більш потужних корон. Спалахи також бувають набагато потужніші, і області, що охоплені магнітними полями, перевершують сонячні більш ніж на порядок.

Дослідження рентгенівської світності у зірок, що належать скупченням різного віку, показало, що їхня активність спадає з віком. Окрім того, було встановлено, що не тільки рівень активності, але і її характер залежить від віку. За багаторічними спостереженнями емісії в лініях H і K Ca ІІ, яка є індикатором хромосферної активності на Сонці, виявлено, що більш молоді карлики пізніх спектральних класів мають більш високий рівень хромосферної емісії та її зміни хаотичні, а в карликів, вік яких близький до сонячного, величина емісії близька до сонячної і її зміни циклічні.

Різке розходження в характері активності спостерігається також між гігантами, чий спектральний тип більш ранній, ніж К2 - К3, і гігантами з більш пізнім спектральним типом. Наявність корони у гігантів спектрального типу більш раннього, ніж К2, співіснує з гарячим (> 106 K), надзвуковим (~ 450 км/с) вітром, котрий призводить до втрати зіркою маси рівної ~ 2x10-14 М/рік. Червоні гіганти спектрального класу, пізнішого за K2, позбавлені корони, і в них спостерігається вітер зовсім іншого типу, з температурою, що не перевищує 20000? K, зі швидкістю порядку ~ 20 - 100 км/с та з темпом втрати маси, що перевищує сонячний на три порядки величини. Проміжне місце між такими гігантами займають гіганти зі змішаними ознаками активності, названі гібридними. Джерелом рентгенівського випромінювання зірок пізніх спектральних класів прийнято вважати корональні арки, в яких конфігурація магнітного поля - петельна. У такій моделі витікання плазми назовні утруднено. Є підстави припускати, що відсутність рентгенівського випромінювання у К та М гігантів пов'язана з незамкненою структурою великомасштабного магнітного поля, подібною до тієї, яка спостерігається в корональних дірах на Сонці.

За аналогією із Сонцем вважається, що емісія в оптичному, ультрафіолетовому і рентгенівському діапазонах у зірок пізніх спектральних типів пов'язана з магнітними полями плям і активних ділянок. В даний час для вимірювання магнітного поля розроблені методи, обгрунтовані на визначенні магнітного розширення неполяризованої спектральної лінії. Такі методи називаються спектроскопічними. Інший метод вимірювання магнітних полів – спектрополяриметричний - дозволяє безпосередньо визначати магнітне поле за відстанню між поляризованими компонентами спектральної лінії. Цей метод використовується переважно для вимірювання дипольного великомасштабного магнітного поля у хімічно пекулярних Ар і Вр зірок, але декількома авторами вимірювання магнітних полів проводилися і для зірок пізнього спектрального типу різних класів світності. В останній час цей метод для зірок пізніх спектральних типів з великою швидкістю обертання був доповнений томографією, що дозволило одержати розподіл напруженості магнітного поля по поверхні зірки. У цій главі дано огляд всіх існуючих на сьогоднішній день методів і основних результатів вимірювання магнітних полів у зірок пізніх спектральних типів.

Спектрополяриметричним методом були проведені вимірювання однієї із складових великомасштабного магнітного поля Сонця, яка названа загальним магнітним полем (ЗМП). Існування ж такого поля до теперішнього часу у зірок з поверхневими конвективними зонами не розглядалося, було отримано спектрополяриметричними методами усього кілька значимих результатів усередненого по диску зірки поздовжнього магнітного поля.

Для вимірювання напруженості магнітних полів прямим спектрополяриметричним методом необхідні спеціальні прилади - аналізатори поляризації, принцип роботи яких заснований на ефекті Зеемана. Під час дії магнітного поля на випромінюючу речовину будь-яка спектральна лінія випромінювання розщеплюється на ряд компонентів, або лінійно поляризованих у напрямку поля, або поляризованих по колу в площині, перпендикулярній полю. Перші називаються ? компонентами, другі - ? компонентами. Якщо магнітне поле діє на поглинаючу речовину, то такий ефект Зеемана називається зворотним. Усі закономірності, характерні для нормального ефекту Зеемана, дійсні і для зворотного. Найбільш проста картина розщеплення відповідає нормальному триплетові. Явище розщеплення лінії на три компоненти називається нормальним ефектом Зеемана, а розщеплення на велике число компонентів - аномальним. Звичайно спостерігається саме аномальний ефект. У випадку нормального ефекту Зеемана, якщо промінь зору паралельний полю, то ? компонент відсутній, а ? компоненти поляризовані по колу у взаємно протилежних напрямках; якщо ж промінь зору розташований перпендикулярно полю, то ? компонент буде лінійно поляризований уздовж поля, а ? компоненти - перпендикулярно полю. Величину напруженості поздовжнього магнітного поля можна вимірювати за відстанню між у компонентами. Якщо магнітне поле визначається безпосередньо величиною зсуву між розщепленими компонентами, то таке поле називають середнім поверхневим полем або середнім модулем поля. Однак у переважній більшості випадків це неможливо зробити через малу величину розщеплення у порівнянні із шириною лінії. Так, наприклад, для триплетного розщеплення з фактором Ланде 1.5 у полі 104 гаус відстань між і у компонентами дорівнює 0.18 A для довжини хвилі 5000 A, а розширення спектральної лінії - ?лv 0.17 Е ?ри обертанні зірки зі швидкістю v sіn і = 10 км/с.

Глава 2 присвячена опису аналізатора поляризації (стоксметра), що був розроблений у Кримській Астрофізичній обсерваторії канд. фіз.-мат. наук Плачиндою С. І., і використовувався дисертантом для вимірювання магнітних полів. Аналізатор складається зі вхідної чвертьхвильової (/4) пластини, робочий діапазон якої знаходиться в інтервалі довжин хвиль від 4000 до 6800 A, кристалу ісландського шпату та такої ж вихідної пластини. Вихідна пластина /4 перетворює лінійно поляризований промінь світла в промінь, поляризований по колу. У цьому випадку коефіцієнти відбиття від дифракційних ґрат двох променів із взаємно ортогональною поляризацією мають однакову величину.

Даний прилад дозволяє реєструвати всі чотири параметри Стокса. Аналізатор Зеемана встановлюється перед щілиною спектрографа у фокусі куде 2.6-м Шайнівського телескопа Кримської астрофізичної обсерваторії. В оптичній системі фокуса куде присутнє плоске дзеркало. У лінійно поляризоване випромінювання таке дзеркало вносить істотні інструментальні похибки. У випадку кругової поляризації інструментальні ефекти значно менші. Тому, незважаючи на те, що в конструкції аналізатора передбачена можливість реєстрації лінійної поляризації, в експерименті реєструвалась тільки колова поляризація. Вплив оптики телескопа, у цьому випадку занижує вимірюване поле не більше ніж на 10 % для зірок зі схиленням, близьким до 40.

Прилад, що використовувався у спостереженнях, відрізняється від традиційного аналізатора Зеемана тим, що вхідна чвертьхвильова пластина обертається. Це дозволяє істотно підвищити точність вимірів магнітного поля. В главі також розглянуті додаткові можливості підвищення точності, які використовуються для обчислення магнітного поля.

Для підвищення точності була вивчена залежність похибки виміру від фактора Ланде і глибини спектральної лінії на прикладі двох зірок - ? CMі і ? Aql. Показано, що похибки значно зростають, коли глибина лінії в одиницях залишкової інтенсивності менша 7% і коли добуток глибини лінії на фактор Ланде менший 0.2.

У цій же главі наведений порівняльний аналіз вимірювання напруженостей магнітних полів за допомогою стоксметра з вимірюваннями інших авторів. Порівняння наведене для двох добре вивчених зірок: ? CrB і ? CMі. Перша з них - карлик спектрального класу А8 - хімічно пекулярна магнітна зірка типу SrCrEu. Друга - ? CMі, спектрального типу F5 IV-V класів світності - об'єкт, у якого, у межах похибок, магнітне поле не виявлене. Порівняння наших вимірювань магнітного поля для зірки ? CrB з вимірюваннями Матиса (Mathys G. W. Astron. Astrophys. Suppl. - 1994. - V. 108, N3.-P.547-560), отриманими за допомогою класичного аналізатора, показують, що наші вимірювання із стоксметром більш точніші і добре узгоджуються з вимірюваннями Матиса.

Вимірювання магнітного поля ? CMі (Проціон) проводилися з метою виявлення можливостей приладу і для розробки методики для спостереження об'єктів із гранично слабким магнітним полем. Точність вимірів - 1 гаус, досягнута нами для зірки ? CMі, - практично збігається з найбільш точними на сьогоднішній день вимірами Бедфорд та ін. (Bedford D. K. et al. Astron. Astrophys. - 1995. - V. 293. - P. 377-380) (-1.9 0.9, 0.5 0.8 гаус). Практично нульові значення напруженості магнітного поля (-1.3 1 гаус) збігаються в межах похибок зі значеннями Бедфорд та ін. Цей результат свідчить про те, що у наших вимірах відсутні систематичні похибки.

Значення напруженості, що дорівнює -0.1±1.0 Гс, отримане як середнє від вимірів магнітного поля у різних зірок по 27 датах спостережень з 1989 по 1997 роки, також підтверджує, що у вимірах відсутній систематичний зсув. В обчисленнях використовувались значення напруженості магнітного поля, які в межах похибок можна вважати нульовими, тобто ті, для яких відношення Be/у < 2, ?е Be - напруженість магнітного поля, ? - середньоквадратична похибка виміру.

У Главі 3 надані результати спостережень магнітного поля карликів пізнього спектрального типу. Для досліджень були проведені вимірювання магнітного поля у зірок з різним рівнем і характером активності. Усі карлики (? Com, ч1 Orі, ? Boo A, е Er? і 61 Cyg A) входять у програму моніторингу емісії в лініях Н і К Ca ІІ. За даними емісії відомо, що зірки ?1 Orі і ? Boo A більш активні, ніж Сонце, величина потоку перебільшує сонячну. Ці карлики молодші за Сонце. Довгоперіодичні зміни емісії нерегулярні. Рентгенівські світності карликів, за даними спостережень із супутника ROSAT, перевершують сонячну на два порядки. Хромосферна і корональна активність карлика 61 Cyg A близька до сонячної. Окрім того, зміни емісії в лінії кальцію мають чітко виражений цикл, що дорівнює 7.3 роки. Проміжне положення між найбільш активними зірками ?1 Orі, ? Boo A та зіркою 61 Cyg A, за даними рентгенівської світності, займають ? Com і ? Erі.

Вимірювання магнітних полів для досліджуваних зірок головної послідовності (ГП) проведені з похибками в декілька гаус. Досягнута точність у більшості випадків перевершує точність вимірювань інших дослідників. Магнітне поле зареєстроване у карликів ? Boo A, е Er? і 61 Cyg A, у тому числі вперше у зірок ? Erі та 61 Cyg A. Значення напруженості магнітного поля досліджених зірок ГП перевищують напруженість загального магнітного поля Сонця більш ніж у десять разів. Порівняння отриманих значень магнітного поля з такими характеристиками активності, як рентгенівська світність та емісія в лініях H i K Ca II, показало, що значення напруженості магнітного поля у зірок з різним рівнем і характером активності досить близькі між собою і більш ніж на порядок величини перевищують магнітне поле Сонця як зірки (ЗМП).

Для всіх зірок були розглянуті варіації магнітного поля в залежності від фази періоду обертання. Для обчислення фази використовувалися періоди, отримані з варіацій хромосферної емісії в лініях Н і К Са ІІ. Для карликів ? Boo A і 61 Cyg A періоди були уточнені безпосередньо за варіаціями магнітного поля. Періоди, що дорівнюють 6.1455 ± 0.0003 діб для карлика ? Boo A і 36.59 ± 0.18 діб для карлика 61 Cyg A, добре узгоджуються з періодами обертання, отриманими на підставі варіацій хромосферної емісії в лініях Н і К Са ІІ. Зміну магнітного поля в залежності від фази періоду обертання зареєстровано в двох зірок - о Boo A ? 61 Cyg A. Для обох зірок залежності магнітного поля від фази періоду обертання практично подібні. Вигляд фазових кривих карликів ? Boo A і 61 Cyg А вказує на те, що в магнітному полі, що спостерігається, присутнє великомасштабне магнітне поле. Абсолютні значення напруженості максимальних магнітних полів протилежних знаків відрізняються. Магнітне поле зірки 61 Cyg А змінюється від -13 Гс до +4 Гс. Межі зміни магнітного поля карлика ? Boo A знаходяться в інтервалі від -20 до +40 Гс.

У Главі 4 надані результати вимірювань магнітних полів субгігантів і гігантів пізніх спектральних типів з рентгенівськими світностями близькими до сонячної або на один-два порядки величини більшими за неї.

У розділі 4.1.1 надані результати вимірювання магнітного поля двох субгігантів ? Her, в Aql ?а зірки ? CMі (Проціон) ІV - V класів світності. Магнітне поле зареєстроване у субгіганта ? Her, чия рентгенівська світність перевищує сонячну майже на порядок величини. Це значення дорівнює -10.1±3.1 Гс, що за порядком величини близьке до значень поля, отриманих для карликів і істотно перевищує ЗМП Сонця.

У розділі 4.3.2 надані результати вимірювання магнітного поля у гігантів спектральних типів від G7 до M0. Дані виміри, так само як і у випадку карликів і субгігантів, являють собою усереднену по поверхні зірки напруженість поздовжньої компоненти магнітного поля. Магнітне поле було зареєстроване в 8 із 15 досліджуваних гігантів спектрального типу від G8 до M0. Рентгенівські світності гігантів, що досліджувалися, близькі до сонячної, а в деяких перевищують її майже на два порядки. Однак, як і у випадку карликів, значення напруженості магнітного поля для всіх гігантів досить близькі між собою і більш ніж на порядок перевищують магнітне поле Сонця як зірки.

Двічі магнітне поле було зареєстроване у зірок: ? And, к Gem, е Cyg ? м Peg. ? гіганта ? And вимірювання розділені інтервалом в один рік і практично збігаються за величиною (7.7 і 8.5 Гс). У зірки ? Gem вимірювання проводилися з інтервалом у два роки так само, як і в ? And, ці значення практично збігаються (11.7 і 13 Гс). У зірки ? Cyg у двох випадках зареєстроване магнітне поле з протилежною полярністю: -8.7, 9.3 Гс. Напруженість магнітного поля ? Peg ми вимірювали кілька разів. Однак всього у двох випадках вдалося зареєструвати магнітне поле. Обидва значення мають негативну полярність і відрізняються майже у два рази (-11.3 і -20.1 Гс). Можливо, зміни поля, що спостерігаються у ? Cyg та ? Peg, пов'язані з обертанням гігантів.

Активність гігантів, що виявляється в першу чергу у вигляді емісії в рентгенівському діапазоні, продовжується аж до спектральних типів K2-K3. Будемо називати такі зірки гігантами з короною, використовуючи аналогію із сонячною короною. У гігантів більш пізнього спектрального типу, як правило, рентгенівське випромінювання на рівні чутливості рентгенівського детектора не реєструється. У таких зірок спостерігається холодний щільний вітер. Такі гіганти будемо називати гігантами з вітром. Проміжне місце між гігантами з коронами і гігантами з щільним вітром займають "гібридні гіганти", в яких спостерігається як рентгенівське випромінювання, так і холодний щільний вітер. Магнітне поле було зареєстроване у "гібридного гіганта" ? And, розташованого на діаграмі Герцшпрунга - Рессела біля границі, що розділяє гіганти з коронами і гіганти зі щільним вітром. Так само магнітне поле знайдено у гіганта ? And спектрального типу М з незареєстрованим випромінюванням у рентгенівському діапазоні. Значення напруженості магнітного поля зірки ? And досить близьке до значень, отриманих для інших зірок.

У Висновку підводиться підсумок виконаної роботи та оцінка її наукової цінності, а також підсумовані основні результати дисертації.

висновки

Дисертація присвячена дослідженню магнітних полів зірок пізніх спектральних типів, що належать різним класам світності.

У теперішній час між активністю Сонця і активністю зірок пізніх спектральних класів прийнято проводити порівняння. Передумовою для цього є багатий спостережний матеріал, отриманий з наземних та космічних обсерваторій. Наприклад, виявлені зірки із рентгенівською світністю такою ж, як у Сонця та такою, що перевищує її. У деяких зірок спостерігаються плями, що перевищують за розмірами сонячні, а на деяких зірках зареєстровані спалахи.

Всі нестаціонарні явища, що спостерігаються на Сонці, прийнято пов’язувати з магнітними полями плям. Роль великомасштабного магнітного поля Сонця, зокрема, загального магнітного поля Сонця (ЗМП) в процесах активності не з’ясована. Залишається невирішеною і проблема походження такого поля. Для вирішення цих задач важливі дані про великомасштабні магнітні поля у зірок різного віку і з різним рівнем активності. Спектроскопічними методами отримані дані про локальні магнітні поля у деяких зірок пізніх спектральних типів. Великомасштабне магнітне поле, що є дуже слабким, до теперішнього часу не вивчалося.

Безпосередня реєстрація магнітних полів у зірок пізніх спектральних типів пов’язана з рядом труднощів. У першу чергу - це проведення вимірів з похибками порядку декілька гаус. В даний час розроблено різними дослідниками кілька приладів і методів, що дозволяють досягати такої точності.

У дисертації використовувався прилад, що дозволяє проводити виміри магнітних полів у зірок з похибками в декілька гаус, тому більшість результатів, викладених у роботі, отримана вперше. На прикладі двох добре вивчених зірок досліджені можливості приладу. Показано, що при достатніх потоках випромінювання для зірок з вузькими спектральними лініями можна проводити вимірювання магнітних полів з похибками в декілька гаус.

Порівняння результатів, отриманих в даній роботі, показало добре узгодження, а в деяких випадках практично повне співпадання із результатами інших дослідників.

Нижче приведені основні результати дисертації.

1.

2.

3.

4.

5.

6.

7.

публікації по темі дисертації.

Основні результати дисертації викладені в наступних роботах (по роках):

1. Plachinda S. I., Tarasova T. N. Precise Spectropolarimetric Measurements of Magnetic Fields on Some Solar-like Stars // Astrophys. Journal. – 1999. – V. 514, N1. – P. 402 – 410.

2. Plachinda S. I., Tarasova T. N. Magnetic Field Variations with a Rotational Period on Solar-like Star о Bootis A // Astrophys. Journal. – 2000. – V. 533, N2. – P. 1016 – 1022.

3. Plachinda S. I., Tarasova T. N. General magnetic field measurements on solar-like stars with different types of activity // Proceedings of the International Meeting “Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars” (Nizhnij Arkhyz, Russia 1999). – 2000. – P. 73 – 74.

4. Тарасова Т. Н., Плачинда С. И., Румянцев В. В. Измерения общего магнитного поля у активных звезд поздних спектральных классов // Астрон. Журн. – 2001. – Т. 78, N5. – С. 550 – 557.

5. Plachinda S. I., Johns-Krull C. M., Tarasova T. N. Direct Measurements of the General Magnetic Field on the Solar–like Star 61 CygA // Odessa Astron. Publ. – 2001. – V.14. – P. 219 – 223.

6. Тарасова Т. Н. Поиск общего магнитного поля у гигантов поздних спектральных классов // Астрон. Журн. – 2002. – Т. 79, N6. – С. 89 – 96.

АНОТАЦІЯ

Тарасова Т.M. Магнітні поля зірок пізніх спектральних типів. - Рукопис. Дисертація на здобуття вченого ступеня кандидата фізико-математичних наук за фахом 01.03.02 – астрофізика, радіоастрономія. Одеський національний університет, Одеса, 2003.

У дисертації надані результати спостережень магнітних полів зірок пізніх спектральних типів. Серед них: карлики з різним рівнем і характером активності, субгіганти і гіганти з рентгенівською світністю близькою до сонячної і перевищуючою її на один-два порядки, а також гігант ? And, у якого на рівні чутливості рентгенівського детектора емісії не виявлено, і "гібридний " гігант ? And.

Виміри магнітних полів для всіх карликів проведені з похибками в декілька гаус. У вимірах була досягнута точність така ж, як в інших дослідників, або перевищуюча її. Магнітне поле зареєстроване у трьох карликів, у одного субгіганта і 8 гігантів. У всіх зірок, крім карлика ? Boo A, магнітне поле зареєстроване вперше. Значення напруженості магнітного поля досліджених зірок перевищують напруженість загального магнітного поля Сонця більш ніж у десять разів. Порівняння результатів по магнітному полю з рентгенівською світністю зірок показало відсутність кореляції між магнітним полем і рівнем активності зірки.

Для всіх карликів були розглянуті варіації магнітного поля в залежності від фази періоду обертання. Упевнена залежність магнітного поля від фази періоду обертання отримана для двох карликів - ? Boo A і 61 Cyg A. Періоди зміни магнітного поля добре узгоджуються з періодами обертання, отриманими на підставі варіацій хромосферної емісії в лініях Н і К Са ІІ. Вигляд фазових кривих зірок ? Boo A і 61 Cyg А показує, що спостережне магнітне поле є великомасштабним і його конфігурація близька до дипольної.

Ключові слова: магнітні поля, карлики з довгостроковим нерегулярним і циклічним характером активності, субгіганти, гіганти пізнього спектрального типу.

АННОТАЦИЯ

Тарасова Т.Н. Магнитные поля звезд поздних спектральных типов. – Рукопись. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 – астрофизика и радиоастрономия. Одесский национальный университет, Одесса, 2003.

В диссертации представлены результаты наблюдений магнитных полей звезд поздних спектральных типов. Среди них: карлики с разным уровнем и характером активности, субгиганты и гиганты с рентгеновской светимостью близкой к солнечной и превосходящей ее на один-два порядка, а также гигант ? And, у которого на уровне чувствительности рентгеновского детектора эмиссии не обнаружено, и “гибридный” гигант ? And.

Измерения магнитных полей для всех карликов проведены с погрешностями в несколько гаусс. В измерениях была достигнута точность либо такая же, как у других исследователей, либо более высокая. Магнитное поле уверенно зарегистрировано у карликов ? Boo A, е Eri ? 61 Cyg A, в том числе впервые для звезд ? Eri и 61 Cyg A. Значения напряженности магнитного поля исследованных карликов превышают напряженность общего магнитного поля Солнца более, чем в десять раз. Сравнение магнитного поля с рентгеновской светимостью показало отсутствие корреляции между магнитным полем и активностью звезды.

Для всех звезд были рассмотрены вариации магнитного поля в зависимости от фазы вращения. Уверенная зависимость величины напряженности магнитного поля от фазы периода вращения получена для двух карликов - ? Boo A и 61 Cyg A. Периоды, равные 6.1455 0.0003 дня для карлика ? Boo A и 36.59 ± 0.18 дня для карлика 61 Cyg A, находятся в хорошем согласии с периодами вращения, полученными на основании вариаций хромосферной эмиссии в линиях Н и К Са II. Вид фазовых кривых напряженности магнитного поля карликов ? Boo A и 61 Cyg А указывает на то, что в наблюдаемом магнитном поле присутствует дипольная составляющая крупномасштабного магнитного поля. Абсолютные максимальные значения напряженностей магнитных полей противоположных знаков различны. Напряженность магнитного поля звезды 61 Cyg A изменяется от -13 Гс до +4 Гс. Пределы изменения напряженности магнитного поля карлика ? Boo A - от -20 до +40 Гс.

Впервые магнитное поле было также зарегистрировано у 8 из 15 исследуемых гигантов спектрального типа от G8 до M0 с рентгеновскими светимостями от значений близких к солнечному до превосходящих его почти на два порядка. Как и в случае карликов, значения магнитного поля для всех гигантов достаточно близки между собой, независимо от уровня активности звезды, и более чем на порядок превосходят общее магнитное поле Солнца. Более того, магнитное поле было обнаружено у гиганта ? And, у которого на уровне чувствительности рентгеновского детектора эмиссии не обнаружено.

Ключевые слова: магнитные поля, карлики с долговременным нерегулярным и циклическим характером активности, субгиганты, гиганты позднего спектрального типа.

SUMMARY

Tarasova T.N. Magnetic fields of the late type stars. – Manuscript. Candidate of Sciences (Physics and Mathematics). Thesis in 01.03.02 — Astrophysics and Radioastronomy. –Odessa National University, Odessa, 2003.

The results of study of magnetic fields for some late type stars are presented. Those include: dwarfs of different level and character of activity;