Помощь в написании студенческих работ
Антистрессовый сервис

Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn

Диссертация: Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn
ДиссертацияПомощь в написанииУзнать стоимостьмоей работы

Звезды типа BY Dra — это карликовые звезды Главной Последовательности спектральных классов G, К и M с массами 0:08М@ -О.5М0. Нижним пределом является критическая масса для горения водорода в ядрах звезд солнечного типа. Радиусы красных карликов O.2R0 — O.6R0, их эффективные температуры 2500 К — 4000 К. Таким образом, красные карликовые звезды холоднее, меньше по размеру и по массе, чем Солнце… Читать ещё >

Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn (реферат, курсовая, диплом, контрольная)

Содержание

  • Глава 1. Методы исследования запятненности активных звезд
    • 1. 1. Спектральные методы
      • 1. 1. 1. Анализ молекулярных полос
      • 1. 1. 2. Доплеровское картирование
    • 1. 2. Фотометрические методы
      • 1. 2. 1. Иерархическая модель
      • 1. 2. 2. Модель зональной запятненности
  • Глава 2. Фотометрические наблюдения исследуемых звезд
    • 2. 1. Аппаратура и методика наблюдений
      • 2. 1. 1. Наблюдения в астрономической обсерватории УрГУ
      • 2. 1. 2. Наблюдения в Крымской астрофизической обсерватории
    • 2. 2. Результаты наблюдений короткопериодических систем типа ЛБ СУп
      • 2. 2. 1. Кривые блеска СО Cyg
      • 2. 2. 2. Кривые блеска ВН Ук
      • 2. 2. 3. Кривые блеска Спс
        • 2. 2. 3. 1. Вспышечная активность УУ Спс
      • 2. 2. 4. Кривые блеска 1Ь Сот
    • 2. 3. Результаты наблюдений классических систем типа КБ СУп
      • 2. 3. 1. Кривые блеска Ш Сот
      • 2. 3. 2. Кривые блеска ЦХ Ал
      • 2. 3. 3. Кривые блеска У711 Таи
    • 2. 4. Результаты наблюдений красной карликовой системы СМ Бга -переменной типа ВУ Ога
      • 2. 4. 1. Кривые блеска СМ Бга
      • 2. 4. 2. Вспышечная активность СМБга
    • 2. 5. Распределение пятен по долготе в короткопериодических системах типа 118 СУп на длительных интервалах времени
    • 2. 6. Выводы
  • Глава 3. Результаты моделирования запятненности поверхности исследуемых звезд
    • 3. 1. Методика определения параметров запятненности звезды в рамках зональной модели
    • 3. 2. Параметры запятненности короткопериодических систем типа КБ СУп.,
      • 3. 2. 1. СО Cyg
      • 3. 2. 2. ВН Угг
      • 3. 2. 3. УУ Спс
        • 3. 2. 4. 1. Ь Сот
    • 3. 3. Параметры запятненности классических систем типа ЯБ СУп
      • 3. 3. 1. Ш Сот
      • 3. 3. 2. их Ал. 3.3.3. У711 Таи
    • 3. 4. Результаты моделирования запятненности одиннадцати дополнительных классических звезд типа КБ СУп по данным литературы
    • 3. 5. Обсуждение результатов и
  • выводы
  • Глава 4. Определение параметров компонентов и элементов орбиты исследуемых затменных переменных звезд
    • 4. 1. Метод анализа кривых блеска тесных двойных систем
    • 4. 2. Определение эволюционного статуса, фотометрических и абсолютных элементов орбиты исследуемых звезд
      • 4. 2. 1. CG Cyg
      • 4. 2. 2. ВН Vir
      • 4. 2. 3. WY Спс
      • 4. 2. 4. CMDra
    • 4. 3. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела исследуемых звезд
    • 4. 4. Выводы

Актуальность темы

.

В середине XX столетия стало известно, что многие звезды поздних спектральных классов от F до М проявляют активность, аналогичную солнечной. Физические механизмы, определяющие все многообразие проявлений такой активности, связаны с магнитными полями, которые генерируются вихревой турбулентностью во внешних конвективных зонах этих звезд. Детальное изучение явлений звездной активности позволяет исследовать структуру магнитных полей, что имеет большое значение дляразвития теории звездного магнетизма и возможности проверки моделей солнечного динамо.

Можно выделить следующие проявления звездной активности:

1. Пятенная активность, которая проявляет себя во вращательной модуляции блеска и профилей фотосферных линий, вызываемой холодными пятнами на поверхности звезды.

2. Хромосферная активность, которая проявляется, прежде всего, в присутствии в спектрах активных звезд эмиссионных линий На и Н и К Call и обычно связана с хромосферными факелами.

3. Вспышечная активность.

4. Корональная активность. Она проявляется в сильном и переменном излучении в рентгеновском и радиодиапазонах.

Отличительной чертой всех наблюдаемых проявлений звездной' активности является тот факт, что их энергетика на несколько порядков превышает аналогичные явления на Солнце.

В настоящей работе, прежде всего, будет рассматриваться пятенная активность двойных звезд поздних спектральных классов.

Впервые запятненность была обнаружена в красной карликовой двойной системе YY Gem {Kron, 1950), а затем еще в одной похожей системе BY Dra (Chugainov, 1966), которая впоследствии дала название классу активных карликовых звезд. Начиная с 1970;х годов, началось активное исследование запятненных звезд, в том числе и с помощью космических аппаратов {Budding et al., 1982, и др.).

В настоящее время известно несколько типов запятненных звезд самых различных масс и находящихся на различных стадиях эволюции: молодые звезды Т Tau, ещё не вышедшие на Главную последовательность (ГП) — проэволюционировавшие синхронизованные компоненты тесных двойных систем, обладающие быстрым вращением — звезды типа RS CVnзвезды типа W UMaхолодные карликовые маломассивные звезды типа BY Draодиночные гиганты типа FK Com. Объекты такого различного эволюционного статуса объединяет одно общее свойство — все они обладают внешними конвективными оболочками и быстрым осевым вращением, что вызывает развитие сильных магнитных полей. Основные характеристики запятненных звезд даны в обзоре Бердюгигой (Berdngina, 2005) и монографии Гершберга (2002).

Наиболее мощные проявления пятенной активности наблюдаются в двойных системах типа RS CVn и маломассивных карликах типа BY Dra. Каталог этих звезд содержит более 200 объектов (Strassmeier et al., 1993).

Звезды типа BY Dra — это карликовые звезды Главной Последовательности спектральных классов G, К и M с массами 0:08М@ -О.5М0. Нижним пределом является критическая масса для горения водорода в ядрах звезд солнечного типа. Радиусы красных карликов O.2R0 — O.6R0, их эффективные температуры 2500 К — 4000 К. Таким образом, красные карликовые звезды холоднее, меньше по размеру и по массе, чем Солнце. Их светимости составляют от 0.1% до 8% от солнечной светимости. Большая магнитная активность, проявляющаяся в виде чрезвычайно мощных оптических вспышек, была впервые зарегистрирована на звездах типа UV Cet, в то же самое время в двойных системах красных карликовых звезд наблюдались периодические вариации яркости в виде внезатменной возмущающей волны. Крон (Кгоп, 1950, 1952) впервые предположил, что эти возмущения могут быть вызваны большими пятнами на звездной поверхности. Последующие наблюдения-Чугайнова (Chiigainov, 1966, 1973) подтвердили эту гипотезу и показали, что пятна намного холоднее, чем невозмущенная фотосфера, и могут покрывать до 10% звездной поверхности. Модель запятненности для объяснения вариаций кривой блеска была развита Боппом и Эвансом (Ворр and Evans, 1976). Типичная кривая блеска такой звезды имеет почти синусоидальную форму с амплитудой около 0.1m. Вдобавок к пятенной активности, эти звезды обладают мощными хромосферами и коронами.

Звезды типа RS CVn представляют собой класс тесных двойных разделенных систем с более массивным главным компонентом, который является гигантом, субгигантом или карликом спектральных классов G — К, и менее массивным вторичным компонентом — субгигантом или карликом спектральных классов G — М {Hall, 1976). Они характеризуются следующими наблюдаемыми свойствами:

1. На их кривых блеска обнаруживаются внезатменные вариации блеска с амплитудами до 0.6т в V-полосе, которые интерпретируются как эффект вращательной модуляции, производимый холодными пятнами на фотосферах этих звезд. При этом большая амплитуда изменений яркости позволяет предположить присутствие огромных пятен на их поверхностях, покрывающих вплоть до 50% видимого диска {Berdyugina, 2005).

2. В двойных системах, где наблюдаются оба компонента, главный компонент оказывается более активным, чем вторичный.

3. Спектры этих звезд показывают наличие эмиссионных линий Н и К Call. Изменение их интенсивности оказывается в противофазе с фотометрической переменностью — минимум блеска вращательной модуляции соответствует максимальной интенсивности в линиях На и Н и К Call {Dorren and Guinan, 1982). Это указывает на то, что поверхностная активность этих звезд обусловлена локальными областями, которые включают в себя как эмиссионные яркие факелы и корональные петли, так и темные пятна (по аналогии с активными районами, наблюдаемыми на Солнце).

4. Орбитальные периоды классических систем типа RS CVn составляют от нескольких дней до нескольких недель и часто показывают переменность, которая предполагает долгопериодические изменения распределения магнитного поля внутри звезды {Hall, 1991).

Среди звезд типа RS CVn особый интерес представляют короткопериодические системы с орбитальными периодами меньше суток, которые состоят из быстровращающихся карликовых компонентов и обладают более высокой переменной активностью. Как правило, они обладают небольшим блеском, что в сочетании с быстрым вращением делает практически невозможным проведение доплеровского картирования. Поэтому фотометрические наблюдения являются важнейшим источником информации о запятненности этих звезд.

Несмотря на то, что в последнее десятилетие интерес к звездной активности сильно возрос и появилось много работ по этой теме, до сих пор остается много нерешенных проблем, касающихся природы звездного магнетизма, эволюции звездных пятен, их широтного и долготного распределения, циклов активности, а также корреляции запятненности с другими индикаторами активности и фундаментальными характеристиками звезд. Решению этих вопросов посвящена настоящая диссертация, что и определяет ее актуальность.

Цели работы.

1. Осуществление программы многоцветных фотоэлектрических наблюдений избранных активных звезд поздних спектральных классов типа К.8 СУп и одной системы типа ВУ Бга с целью изучения кривых блеска этих систем и последующего анализа их пятенной активности, определения её связи с другими проявлениями активности;

2. Определение, по полученным кривым блеска, фотометрических элементов и фундаментальных характеристик тех систем, которые являются затменнымиуточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла.

3. Определение параметров запятненности ряда активных двойных систем типа 118 СУп в рамках единого метода и анализ зависимостей параметров звездных пятен от основных характеристик звезд;

4. Анализ долговременной переменности исследуемых систем с целью изучения эволюции пятен и поиска цикличности активности звезд.

Научная новизна работы.

1. Получены и проанализированы новые многоцветные (ВУН и ИВУШ) фотоэлектрические наблюдения восьми активных двойных систем поздних спектральных классов (Св Су§-, ВН Ук, WY Спс, ПЧ Сот, 1Ь Сот, ЦХ Ап, У711 Таи и СМ Бга), в том числе двух малоизученных (СМ Ога и 1Ь Сот).

2. Впервые обнаружена оптическая вспышка в системе WY Спс и проанализирована активность звезды перед вспышкой. Вычисленная интегральная энергия вспышки составила от 0.9−1034 до 1035 эрг в зависимости от полосы, что соответствует наиболее мощным вспышкам, наблюдавшимся в системах типа Я8 СУп. Выявлено, что вспышка произошла вблизи области максимальной запятненности звезды, на стороне, обращенной к звезде-компаньону, в период наиболее однородной запятненности обеих полусфер звезды. Показано, что в течение года, предшествовавшего вспышке, наиболее запятненной была лицевая сторона активного компонента, обращенная к звезде-компаньону. За полгода перед вспышкой произошло общее увеличение яркости WY Спс на 0.07т при малом и асимметричном расположении пятен, затем началось заполнение пятнами обеих полусфер, и вспышка произошла в эпоху наиболее равномерного заполнения пятнами обеих полусфер звезды. Вспышке, а также и увеличению яркости сопутствовало локальное «посинение» звезды в фазе, предшествующей главному минимуму.

3. Впервые при анализе длительных рядов наблюдений порядка 40 лет показано, что в короткопериодических системах ВН Vir и WY Спс пятна группируются на двух выделенных долготах, разделенных приблизительно на половину орбитального периода. Обнаружено, что переключения доминирующей активности между долготами в трех короткопериодических RS CVn системах происходят хаотично и не показывают наличия циклов, в отличие от некоторых классических звезд типа RS CVn. В ВН Vir и CG Cyg активные долготы в течение 40 лет фиксированы (в ВН Vir по линии центров компонент, в CG Cygперпендикулярно линии центров). А в WY Спс наблюдается дрейф активных долгот в направлении вращения звезды со средней скоростью 3.8°/год, что может указывать на цикличность миграции активных долгот с периодом 47 лет. Наличие активных долгот в наблюдавшихся системах указывает на неосесимметричную структуру магнитных полей этих звездах.

4. Впервые для красной карликовой системы СМ Dra по длительным наблюдениям получены свидетельства существенного изменения долготы запятненных областей с течением времени, что может быть связано с эффектом переключения активных долгот. В течение двух сезонов пятна располагались по линии центров, а в течение двух других сезонов — перпендикулярно к ней. Полная энергия четырех зарегистрированных вспышек СМ Dra составляет от 4−1031 до 6−1032 эрг в полосе R и соответствует значениям, характерным для систем типа BY Dra.

5. Построены и проанализированы долговременные кривые блеска (на временных интервалах от 5 до 42 лет) наблюдавшихся звезд и ряда классических звезд типа RS CVn, данные для исследования которых были взяты из литературы. Определены абсолютные звездные величины и показатели цвета наиболее яркого состояния звезд, которое интерпретировано как характеристики незапятненной фотосферы.

6. Впервые единообразно построены модели запятненности семнадцати систем типа RS CVn. Показано, что фотометрическая переменность всех звезд может быть объяснена многочисленными мелкими пятнами, расположенными на низких и средних широтах. Получены зависимости параметров звездных пятен от основных характеристик звезд: средняя широта пятен и их температура растут с увеличением температуры звезд, максимальные площади запятненных областей показывают тенденцию роста с уменьшением числа Россби и периода осевого вращения^ звезды. Выявлено, что найденные зависимости совпадают с аналогичными закономерностями для звезд-карликов типа BY Dra.

7. Обнаружены циклы активности для пяти систем — CG. Cyg (17 лет), ВН Vir (23 года), IN Сот (7 лет), V478 Lyr (6.7 лет), AR Psc (8.7 лет), выраженные в изменениях среднего блеска систем. Обнаружены корреляции широты от площади солнечного и антисолнечного характера, проведены оценки скорости широтного дрейфа пятен для ряда звезд.

Научная и практическая значимость работы.

Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации. Их использование совместно с последующими наблюдениями даст возможность уточнить или обнаружить циклы активности звезд, аналогичные 11-летнему циклу активности Солнца. Полученные параметры запятненности двойных звезд и зависимости характеристик запятненных областей от основных параметров звезд могут быть использованы для развития теории звездного магнетизма в тесных двойных системах путем их сравнения с теоретическими расчетами. Результаты работы могут быть использованы в ГАИШе, КрАО, CAO, ИЗМИР АН.

На защиту выносятся.

1. Многоцветные фотоэлектрические кривые блеска шести активных двойных систем поздних спектральных классов: CG Cyg, ВН Vir, WY Cnc, IL Com, IN Com и CM Dra, полученные в течение нескольких наблюдательных сезонов (всего более 450 часов наблюдений), и результаты их анализа.

2. Результаты моделирования звездных пятен семнадцати систем типа RS CVn в 421 наблюдательную эпоху и вывод о том, что запятненные области занимают низко и среднеширотные области, площадь запятненности может достигать 55% полной поверхности звезды, а температуры пятен холоднее окружающей фотосферы на 600 — 2300 К.

3. Полученные зависимости параметров звездных пятен (температуры, средних широт и площади) от показателя цвета V-I и числа Россби, результаты сравнения этих зависимостей с запятненными карликами и Солнцем и вывод о качественном сходстве картины запятненности на системах типа RS CVn и BY Dra.

4. Результаты анализа многолетних долговременных кривых блеска систем типа RS CVn и обнаружение циклов изменения, среднего блеска пяти систем, длительностью от 6.7 до 23 лет.

5. Фотометрические элементы орбиты и фундаментальные параметры компонентов затменных систем CG Cyg, WY Cnc, ВН Vir, CM Dra, полученные из решения их кривых блескауточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Рссела. Вывод о том, что компоненты исследованных систем далеки от заполнения своих полостей Роша.

Апробация результатов.

Результаты работы докладывались на научных семинарах Лаборатории физики звезд и галактик Крымской астрофизической обсерватории, на семинарах Коуровской астрономической обсерватории УрГУ, а также на следующих конференциях:

• Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 6 -12 августа 2001 г.);

• На симпозиуме MAC No 223: Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, (St.-Peterburg, 14−19 June 2004);

• Всероссийской конференции «Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее» (Санкт-Петербург, 26 — 29 июня 2006 г.);

• Международных Студенческих научных конференциях «Физика космоса» (Екатеринбург, февраль 2000, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008 гг.).

• Международной конференции «Физика звёздных атмосфер: химический состав, магнетизм и поверхностные неоднородности» (Крым, п. Научный, НИИ КрАО, 17−23 июня 2007 г.).

Публикации.

Результаты, изложенные в диссертации, представлены в 7 статьях и 13 трудах конференций в реферируемых отечественных и зарубежных научных '' изданиях, перечисленных ниже. t.

Вклад автора.

Выбор объектов исследования, за исключением одиннадцати дополнительных классических систем типа RS CVn, был выполнен автором. Во всех статьях наблюдения и их обработка выполнены автором, за исключением наблюдений систем UX Ari, V711 Tau и системы CM Dra с 1996 по 1997 гг. Автор принимал равное с соавторами участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений, расчетах и написании статей.

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы (273 наименования) и приложения. Полный объём диссертации 169 страниц машинописного текста, включая 67 рисунков и 23 > таблицы.

Выводы.

1. Из анализа полученных кривых блеска четырех затменных переменных систем Св Су§-, ВН Чг, Спс и СМ Бга определены фотометрические элементы орбиты и абсолютные параметры компонентов — массы, радиусы, светимости.

2. Определено положение главных компонентов семнадцати исследуемых двойных систем типа ИЗ СУп на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Компоненты короткопериодических систем находятся на Главной.

Последовательности, в то время как классические системы занимают область гигантов и субгигантов.

3. Показано, что степень заполнения компонентами своих внутренних критических поверхностей у всех затменных звезд невелика, что указывает на то, что системы являются хорошо разделенными и обмен масс не ожидается. Таким образом, эффект, обусловленный обменом массой в системе, не может оказать существенного влияния на запятненность и связанную с ней звездную активность.

Показать весь текст

Список литературы

  1. И.Ю., 2001, Запятненные звезды малых масс, Одесса: АстроПринт
  2. И.Ю., 2003, Астрон. журн., 80, 467
  3. Алексеев И.Ю., 2005, Астрофизика, 48, 29
  4. Алексеев И.Ю., 2006, Астрофизика, 49, 259
  5. И.Ю., Гершберг Р. Е., 1996а, Астрон. журн., 73, 579
  6. И.Ю., Гершберг Р. Е., 19 966, Астрон. журн., 73, 589
  7. И.Ю., Гершберг Р.Е., 1996, Астрофизика, 39, 67
  8. И.Ю., Гершберг Р. Е., 1997, Астрон. журн., 74, 240
  9. И.Ю., Кожевникова А.В., 2004, Астрофизика, 47, 519
  10. И.Ю., Кожевникова А.В., 2005, Астрофизика, 48, 535
  11. И.Ю., Козлова О.В., 2001, Астрофизика, 44, 529
  12. Е.А., Кацова М. М., Соколов Д. Д., 2001, Астрон. журн., 78, 827
  13. Р.Е., Шаховская Н. И., 1974, Известия Крым. Астрофиз. Обсерв., 49, 73
  14. Р.Е., 1990, Солнечная активность в мире звезд, Москва. Знание
  15. Гершберг Р.Е., 2002, Активность солнечного типа звезд Главной Последовательности, Одесса, Астропринт
  16. В.М., Калинина В.К, Нешумова А. А., Решетникова И. О., 1981, Математическая статистика, М. Высшая школа
  17. М.М., Лившиц Ml А., 2006, Астрон. журн., 83, 649
  18. В.П., Физика космоса, Захарова П.Е., Кузнецов Э. Д. и др. (ред.), 2002, Екатеринбург: Изд-во УрГУ, 169
  19. А.В., Кожевников В. П., Захарова П. Е., Полушина Т. С, СвечниковМ.А., 2004, Астрон. Журнал, 81, № 9, 826
  20. А.В., Алексеев И. Ю., Кожевников В. П., Свечников М.А., 2005, Астрофизика, 48, № 3, 349
  21. А.В., Алексеев И. Ю., Хекерт П. А., Кожевников В. П., 2007, Астрон. Журнал, 84, № 11, 1
  22. М.И., 1980, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд Ч. 1: Казан. Ун-т
  23. М.И., 1981, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд 4.2: Казан. Ун-т
  24. Лавров M. K, 1982, Машинный анализкривых блеска затменных двойных звезд, Ч. З: Казан. Ун-т
  25. М.И., 1993, Комплекс программ на языке Бейсик для анализа кривых блеска затменных двойных систем, Тр. Казанской городской астрон. Обсерв., 53, 34
  26. М.А., Алексеев И. Ю., Кацова М. М., 2003, Астрон. журн., 80, 613
  27. Носкова Р. К, 1989, Письма в Астрон. журн., 15, 346
  28. Свечников М.А., 1986, Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд, Иркутск
  29. Д.Д., Пискунов Н.Е., 2003, Известия РАН, Серия физическая, 67,
  30. В., 1982, Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс, Мокслас
  31. Сурдин ВТ., 2001, Рождение звезд, Москва, УРСС
  32. Хилтнер В.А., 1967, Методы астрономии, издательство «Мир», Москва
  33. В.Л., 1975, Астрон. журн., 52, 950
  34. В.П., 1971, Затменные переменные звезды, М., Наука, 21
  35. П.Ф., 1973, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 48, 3
  36. П.Ф., 1976, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 55, 94
  37. Aarum Ulvas V., Henry G W., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1033
  38. Aarum Ulvas V., Engvold O., 2003, Astron. Astrophys., 399, LI 1
  39. Abt K, 1965, Publ. Astron. Soc. Pacif., 77, 367
  40. Afsar M, Ibanoglu С, 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 4980
  41. Afsar M., HeckertP.A., Ibanoglu C, 2004, Astron. Astrophys., 420, 595.
  42. I. Yu., 2004, Solar Phys., 224, 187
  43. I.Yu., Gershberg R.E., 1997, The Earth and the Universe., Asteriadis G., Bantelas A., Gontadakis M.E. et al.,(eds). — University of Thessaloniki, 43
  44. I. Yu., Kozlova O. V., 2003, Astron. Astrophys., 403, 205
  45. AmadoP.J., 1997, Physical Properties of Starspots, Ph. D. Thes., University of Belfast
  46. Andruk V., Kharchenko K, Schilboch E., Scholz R.D., 1995, Astron. Nachr., 316, 225
  47. Andrews A.D., Rodono M., LinskyJ.L., et ah, 1988, Astron. Astrophys., 204,
  48. Arevalo M., andLazaro С, 1999, Astron. J. 118, 1015
  49. A.N., 1963, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 125, 557
  50. Baliunas S.L., Vaughan AM., 1985, Annual review of astronomy and astrophysics, 23, 379
  51. Banks T, Budding R, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3305
  52. D.C., 1979, Astrophys. J., 230, L87
  53. Bartolini C, GuarnieriA., PiccioniA. etal., 1978, Astron. J., 83, 1510
  54. Bartolini C, Blanco C, Catalano S. etal., 1983, Astron. Astrophys., 117, 149
  55. BeckertD-, CoxD., Gordon S., et al, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3398
  56. BeckertD., Gordon S., JaderlundE. etal, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3556
  57. S.V., 1999 b, in: Astrophysics with the NOT, H. Karttunen, V. Piirola (eds.), University of Turkey, 206*
  58. Berdyugina S. V, 2004, Sol. Phys., 224, 123
  59. S. V., 2005, Living Rev. Solar Phys., 2, 8
  60. Berdyugina S. V, Tuominen L, 1998, Astrom Astrophys., 336, 25
  61. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin I.V., Tuominen I, 1998, Astron. Astrophys., 340- 437
  62. Berdyugina S. V., Ilyin I. V., Tuominen I, Astron. Astrophys., 347, 932, 1999 a
  63. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin IV., Tuominen I, 2000, Astron. Astrophys., 360, 272
  64. Berdyugina S. V, Pelt J., Tuominen I, 2002, Astron. Astrophys., 394, 505
  65. Berdyugina S. V, Usoskin I.G., 2003, Astron. Astrophys., 405, 1121
  66. M.S., 1979, Publ. Astron. Soc. Pacif., 91, 589
  67. BondH.E., Livio M, 1990, Astrophys. J., 355, 568
  68. BoppB. W., FekelF.C., 976, Astron. J., 81, 771
  69. BoppB. W., Evans D.S., 1976, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 343
  70. B. W., Espenak F., 1977, Astron. J., 82, 916
  71. B. W., Talcott J. С, Astron. J., 1978, 83, 1517
  72. Bopp B. W., Noah P. V, Klimke A., Africano J.L., Astrophys. J., 1981, 249, 210
  73. B. W., Аке ТВ., Goodrich B.D. et al., Astrophys. J., 1985, 297, 691
  74. BoydL.J., Genet R.M., Hall D.S., et al, 1990, International Amateur- Professional Photoelectric Photometry Communication, 42, 44
  75. Budding E., Kadouri T, Gimenez A., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 88,
  76. BuddingE, ZeilikM., 1987, Astrophys. J., 319, 827
  77. Caillault J.P., Drake S., FlorkowskiD., 1988, Astron. J, 95, 887
  78. Carlos R. C, Popper DM., 1971, Publ. Astron. Soc. Pacif., 83, 504
  79. C.R., 1965, Astron. J. 70, 741
  80. C.R., Detterline P. J., 1979, Inform. Bull. Var. Stars, 1591
  81. P.F., 1966, Inform. Bull. Var. Stars, 122
  82. A., 2004, Astron. Astrophys, 424, 919
  83. ClementR., Reglero V., GarciaM., FabregatJ., SusoJ., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 124, 499
  84. Cousins A. W.J., 1963, Mon. Not. Astron. Soc. S. Africa, 22, 58
  85. G., 1990, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 84, 397
  86. Cutispoto G, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 435
  87. Cutispoto G, 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 397
  88. Cutispoto G, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 102, 655
  89. Cutispoto G, 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 111, 507
  90. Cutispoto G, 1998 a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 127, 207
  91. Cutispoto G, 1998 6, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 131, 321
  92. Cutispoto G, Pallavicini R., Kurster M., Rodono M., 1995, Astron. Astrophys., 297, 764
  93. Cutispoto G, Tagliaferri R., Pallavicini L., Pasquini, 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 115, 11
  94. Cutispoto G, Messina S., Rodono M., 2001, Astron. Astrophys., 367, 910
  95. Cutispoto G, Messina S., Rodono M, 2003, Astron. Astrophys. 400, 659
  96. A., Kontizas E., Kontizas M., 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3249
  97. A., Kontizas E., Kontizas M., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3609
  98. A., Kontizas E., Kontizas M., 1994, Inform. Bull. Var. Stars, 4051
  99. A., Kontizas E., Kontizas M., 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 5011 lOl.DeegH.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., et al, 1998, Astron. Astrophys, 338,
  100. Dempsey R.C., Linsky J.L., Fleming T.A., Schmitt J.H.M.M., 1993, Astrophys. J. Suppl. Ser., 86, 599
  101. A.J., 1958, Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics, B.Lehnert (eds)., Cambridge, 209
  102. R.A., Baliunas S.L., 1994, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.P. Caillault (eds). Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 64, 396
  103. DonatiJ.-F., 1999, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 302, 457
  104. Donati J.-F., Semel M., Carter B.D. et al, 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 658
  105. J.G., 1995, Astron. Astrophys., 300, 819
  106. Doyle L.R., DeegH.J., Kozhevnikov V.P., et al, 2000, Astrophys. J, 535, 338
  107. DorrenJ.D., 1987, Astrophys. J., 320, 756
  108. J.D., Guinan E.F., 1982, Astrophys. J., 252, 296
  109. Drake J.J., Brown A., Patterer R.J., et al, 1994, Astrophys. J., 421, L43
  110. Dryomova G, Perevozkina E., Svechnikov M., 2005, Astrom Astrophys., 437,
  111. J.A. 1992, in Surface Inhomogeneities in Late-Type stars, edited by P. Byrne & D. Mullan (Springer, Berlin), 15
  112. Eaton J.A., Henry G. W., Bell C, OkorogiiA., 1993, Astron. J., 106, 1181
  113. Eaton J.A., Henry G.W., FekelF. C, 1996, Astrophys. J., 462, 888
  114. O.J., 1973, Publ. Astron. Soc. Pacif., 85, 42
  115. Elias N. MI, Ouirrenbach A., WitzeiA. et al, 1995, Astrophys. J., 439, 983
  116. FekelF.C, 1996, Astron. J., 112, 269
  117. Fekel F. C, Hall D.S., Henry G. W. et al, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2110
  118. FekelF.C, Moffett T.J., Henry G.W., 1986, Astrophys. J. Suppl. Ser., 60, 551
  119. Garcia-Alvarez D., Barnes J.R., Collier Cameron A. et al., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1073
  120. Garcia M., Baliunas S.L., ConroyM. etal, 1980, Astrophys. J., 240, L.107
  121. D.S., 1976, in IUA colloquium 29: Multiple Periodic Variable Stars, W.S. Fitch (eds), Reidel, Dordrecht, 287
  122. HallD.S., 1991, Astrophys. J, 380, L85
  123. HallD.S., Montle R.E., Atkins H.L., 1975, Acta Astron., 25, 125
  124. HallD.S., Kreine J.M., 1980, Acta Astron, 30, 387
  125. HallD.S., Henry G. W., Louth H, 1982, Astrophys. J., 257, L.91
  126. HallD.S., Henry G. W., SowellJ.R., 1990, Astron. J., 99- 396
  127. HarringtonR.S. andDahn C.C., 1980, Astron. J., 85, 454
  128. HatzesA.P., VogtS. S, 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 258, 387
  129. HeckertP.A., 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4627
  130. HeckertP.A, 2001, Astron. J. 212, 1076
  131. HeckertP.A, 2003, Inform. Bull. Var. Stars, 5451
  132. HeckertP.A., ZeilikM., 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3294
  133. HeckertP.A., ZeilikM., 1990, Inform. Bull. Var. Stars, 3416
  134. HeckertP.A., ZeilikM., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3688
  135. HeckertP.A., Summers D. L., 1995, Inform. Bull. Var. Stars, 4225
  136. HeckertP.A., Maloney G.V., Stewart M.C., OrdwayJ. L, Hickman A., ZeilikM., 1998, Astron. J., 115, 1145
  137. G. W., 1981, Inform. Bull. Var. Stars, 1928
  138. G.W., Eaton J.A., Hamer J., Hall D.S., 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., 97,513
  139. W., 1973, Astron. Astrophys., 26, 137
  140. M., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 47,561
  141. HoggF.S., 1939, Publ. David Dunlap Obs., 1, 81
  142. A.A., Johnson H.L., Iriarte В., Mitchell R.I., Hallam K.L., Sharpless S. (196П Publ. US. Nav. Obs. XVII Part VIL 347
  143. Tan Hui-Song- Wang Xun-Hao- Pan Kai-Ke, 1991, Acta Astronomica Sinica, 32, 145
  144. G., Duquennoy A., Acker A., 1987, Astron. Astrophys., 180, 145
  145. Jasniewicz G, Thevenin F., Monier R., Skiff B.A., 1996, Astron. Astrophys., 307, 200
  146. Jetsu J, Pelt, Tuominen I., Nations H, 1991, The Sun and Cool Stars: Activity, Magnetism, Dynamos. Tuominen I., Moss D., Riidiger G. (eds), Springer: Berlin, Lecture Notes Phys., 380, 381
  147. Johnson H.L., Knuckles C, Astrophys. J., 1955,122, 209
  148. H. L., 1966, Ann. Review., 4, 193
  149. Katsova MM., Livshits M.A., Belvedere G, 2003, Solar Physics, 216, 353
  150. Kitamura M., Nakamura Т., Takahashi G, 1957
  151. KJurkchieva D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2003, Astron. Astrophys., 400,
  152. D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2004a, Astron. Astrophys., 415,
  153. Kjurkchieva D.P., Marchev D.V., Heckert P.A. and Shower C.A., 20 046, Astron. Astrophys., 424, 993
  154. R., 1967, Astron. J, 213, 458
  155. Kodaira K., Ichimura K, 1982, Pabl. Astron. Soc. Japan, 34,21
  156. Kopal Z, 1946, Harvard Obs. Monograph, 6
  157. Kopal Z., 1959, Close Binary Systems, New York
  158. Korhonen H, Berdyugina S. V., Tuominen Z, 2004, Astron. Nachr., 325, 402
  159. Kovari, Zs., Strassmeier KG., Bartus J., et al., 2001, Astron. Astrophys., 373,
  160. V.P., Zakharova P.E., 2000, Euroconference on Disks, Planetesimals and Planets, F.Garzon, C. Eiroa, D. de Winter, T. J. Mahoney (eds), Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 219, 381
  161. V.P., Kozhevnikova A. V., 2002, Inform. Bull. Var. Stars, 5252
  162. A.V., Alekseev I.Yu., Heckert P. A., Kozhevnikov V.P., 2006, Inform. Bull. Var. Stars, 5723
  163. G.E., 1950, Astron. J., 55, 69
  164. G.E., 1952, Astrophys. J., 115, 301
  165. W., Kraft R.P., 1967, Astron. J., 72, 307
  166. Kuczawska E., Mikolajewski Ml, 1993, Acta Astron.,.43, 445
  167. C.H., 1977, Astrophys. J, 218, 444
  168. Landis H.J., HallD.S., 1976, Inform. Bull. Var. Stars, 1113
  169. C., Arevalo M.J., 1997, Astron. J., 113, 2283
  170. Lloyd-Evans Т., KoenM.G.J., 1987, South Afr. Astron. Obs. Circ, 11, 21
  171. Maceroni C, BianchiniA., Rodono M., Veer F., Vio R., 1990, Astron. Astrophys., 237, 395
  172. Malasan H.L., Yamasaki A., KondoM., 1991, Astron. J., 101, 2131
  173. Manfroid J., Sterken C, Bruch A. et al, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 87,481
  174. M., Doyle J.G., Avgoloupis V., Mavridis L.N., Seiradakis J. H., 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Sos., 255, 48
  175. Mekkaden M. V., Sinachopoulos D, 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3228
  176. MekkadenM.V., RaveendranA.V., 1998, Astron. Astrophys., 338, 1031
  177. MendozaE.E., 1963, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 3, 167
  178. MendozaE.E., 1967, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 4, 149
  179. MiloneE.F., ZiebarthKE., 1974, Publ. Astron. Soc. Pacif., 86, 684
  180. Milone E.F., Castle KG, Robb R: M. et al, 1979, Astron. J., 84,417,
  181. Mitrou C.K., Doyle J.G., Mathioudakis K, Antonopoulou E., 1996, Astron. Astrophys. Supp. Ser., 115, 61
  182. Mohin S., Raveendran A. K, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 100, 331
  183. Т.Е., 1973, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 11
  184. MutelR.L., Lestrade J.F., Preston RA., Phillips R.B., 1985, Astrophys. J., 289,
  185. Naftilan S.A., MiloneE.F., 1979, Astron. J., 84,1218
  186. O’NealD., Saar S.H., NeffJ. K, 1996, Astrophys. J., 463, 766
  187. K., Kollath Z., Strassmeier K.G., 2000, Astron. Astrophys., 356, 643
  188. K., Strassmeier K.G., 2002, Astron. Nachr., 323, 361
  189. E.C. 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2206
  190. R.A., Brown A., Wood B.E., Brady Ph., 2002, Astrophys. J. Suppl. Ser., 138, 99
  191. F.N., Jones T.W., Gibson DM., 1976, Astrophys. J., 210, L27
  192. S.K., Pandey Т., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 203
  193. R., Cutispoto G., Randich S., Gratton R. 1993, Astron. Astrophys., 267, 145
  194. Parthasarathy M, RaveendranA.V., MekkadenM.V., 1981, Astrophysics and Space Science, 74, 87
  195. Patkos L., 1981, Astrophysical Letters, 22, 1
  196. Perryman M.A.C., Lindegren L., Kovalevsky J., et al, 1997, Astron. Astrophys., 323,149
  197. Petit P., Donati J.-F, Wade G.A. et al, 2004, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 348,1175
  198. M.J., Hartmann L., 1978, Astrophys. J., 224, 182
  199. V., 1984, Observ. Astrophys. Lab. Univ. Helsinki. Rep., 6, 151
  200. PiotrovskiS., 1948, Astrophys. J., 108, 36
  201. N., 1996, in IAU Symp. 176, Stellar surface structure, ed. Strassmeier K.G. and Linsky J.L., 45
  202. Piskunov N.E., Kupka F., Ryabchikova T.A. et al., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119
  203. Рое C.H., Eaton J.A., 1985, Astrophys. J., 289, 644
  204. DM., 1994, Astron. J., 108, 1091
  205. DM., 1997, Astron. J., 114, 1195
  206. DM., Ulrich R.K., 1977, Astrophys. J., 212, L131
  207. G., 1998, Acta Astron., 48, 711
  208. Pounds K.A., Allan D.J., Barber С et al, 1993, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 260, 77
  209. Т., Vanko M., Parimu S., Chochol D., 2002, Inform. Bull. Var Stars, 5341
  210. Proctor D.D., LinnellA.P., 1972, Astrophys. J. Suppl. Ser., 24, 449
  211. S., Gratton R., Pallavicini R., 1993, Astron. Astrophys., 273, 194
  212. L. W., Nations H.L., 1980, Astrophys. J., 239- 121
  213. A.V., Mohin S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 788
  214. A. V., Mekkaden M. V. 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4646
  215. G., Olah K., Strassmeier KG., 2003, Astron: Nachr., 324, 202
  216. Rodono M., Cutispoto G, Pazzani V. etal., 1986, Astrom Astrophys., 165, 135
  217. M., Cutispoto G., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 55
  218. M., Lanza A.F., Catalano S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 75
  219. Rucinski 5. М, Л981, Acta Astron., 32, 363
  220. S.M., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2277
  221. RusselHM, 1945, Astrophys. J., 102, 1
  222. RusselH.N, 1948, Astrophys. J., 108- 388=
  223. RusselH.N, Merrill JE., 1952, Contr. Princeton Univ. Obs. № 26
  224. SaarSH, Brandenburg A., 1999, Astrophys. J., 524, 295
  225. Saar S.H., Peterchev A., O’Neal D., Neff J.E., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun- R.J.Garcia Lopez, R. Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 1057
  226. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1980, Acta Astronomica, 30,. 101
  227. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1981, Acta Astronomica, 31, 103
  228. F., Cellino A., Ausso M., 1985, Astron. Astrophys., 149, 11
  229. Scaltriti F., Piirola V., Coyne G.V. et ah, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 102, 343
  230. Slee O.B., Nelson G.J., StewartR.T. et al, 1987, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 229, 659
  231. SchnellA., Purgathofer A., 1983, Astron. Astrophys., 127, L5
  232. SokoloffD.D., Piskunov N.E., 2002, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 334, 925
  233. J.R., Wilson J.W., Hall D.S., Peyman P.E., 1987, Publ. Astron. Soc. Pacif, 99,407
  234. Sterken C, Manfroid J., Anton K. et al, 1993, Astron. Astrophys. SuppL Ser., 102,79
  235. StrassmeierK.G., 994, Astron. Astrophys., 281, 395
  236. StrassmeierK.G., 2000, Astron. Astrophys., 357, 608
  237. K.G., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia 1. opez, R. Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, 271
  238. KG., 2005, Astron. Nahr., 326, 269
  239. StrassmeierK.G., HallD.S., BoydL.J., GenetR.M., 1989, s Astrophys. J. Suppl. Ser., 69, 141
  240. Strassmeier K.G., RiceJ.B., Wehlau W.H. etal., 1991, Astron. Astrophys., 247,
  241. KG., Hall D.S., Fekel F.C., Scheck M., 1993, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 100, 173
  242. Strassmeier KG., HublB., Rice J.B., 1997 a, Astron. Astrophys., 322, 511,
  243. Strassmeier KG., Bartus J., Cutispoto G., Rodono M, 1997 b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 125, 11
  244. KG., Serkowitsch E., Granzer Th., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 140, 29,
  245. Strassmeier KG., Bartus J, 2000, Astron. Astrophys., 354, 537
  246. Strassmeier KG., Kratzwald L. and Weber M., 2003, Astron. Astrophys., 408, 1103
  247. Tagliaferri G., Cutispoto G., Pallavicini R. et al., 1994, Astron. Astrophys., 285, 272
  248. Torres C.A.O., Ferraz-Mello S., 1973, Astron. Astrophys., 27, 231
  249. TrumplerR. J., 1938, Lick Obs. Bull., 18, 167
  250. Unruh Y.C., Knaak R., Fligge M., Solanki S. K, 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia Lopez, R. Rebolo, M.R. Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 748
  251. Viti S., Jones H.R.A., Schweitzer A. et al., 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 780
  252. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., 1983, Journal of Astrophysics and Astronomy, 4, 161
  253. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., and Praksa Rao B.V.N.S., 1991, J. Astrophys. Astron. 12, 225
  254. VogtS.S., 1975, Astrophys. J., 199, 418
  255. VogtS.S., 1981, Astrophys. J., 247, 975
  256. VogtS.S., PenrodG.D., 1983, Publ. Astron. Soc. Pacif., 95, 565
  257. S.S., Hatzes A.P., 1991, The Sun and Cool Stars: activity, magnetism, dynamos, Eds. I. Tuominen, D. Moss, G. Rudiger (eds), Springer-Verlag, 297
  258. S.S., Hatzes A., Mirsch A.A., Kurster M., 1999, Astrophys. J. Suppl. Ser., 121, 547
  259. Walter F.M., Charles P.A., Bowyer C.S., 1978, Nature, 274, 569
  260. Walter EM., Cash W., Charles P.A., andBowyer C.S., 1980, Astrophys. J. 236,
  261. M., Strassmeier K.G., 1998, Astron. Astrophys., 330, 1029
  262. O.C., 1968, Astrophys. J., 153, 221
  263. XiangF., DengS., Liu Q., 2000, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 146, 7
  264. ZeilikM., ElstonR., Henson G., etal, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2138
  265. ZeilikM., BatuskiD, Burke S. et al., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2257
  266. ZeilikM, Blasi CD, Rhodes M., BuddingE., 1987, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.L.Linsky, R.E.Stencel (eds), Berlin: Springer-Verlag, 503
  267. Zeilik M, Ledlow M., Rhodes M., Arevalo M.J., Budding E., 1990, Astrophys. J., 354, 352
  268. ZeilikM., Ledlow M., Rhodes M. et al, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3663,
  269. ZeilikM., GordonS., JuderlundE., etal, 1994, Astron. J., 421, 303
  270. ZhaiD.S., ZhangX.Y., Qiao G.J., 1990, Astron. Astrophys., 237, 148
  271. ZhaiD.S., FoingB. K, Cutispoto G. etal, 1994, Astron. Astrophys., 282, 168
Заполнить форму текущей работой

Сессия? Спокойно!