WWW.NEW.Z-PDF.RU
БИБЛИОТЕКА  БЕСПЛАТНЫХ  МАТЕРИАЛОВ - Онлайн ресурсы
 

«Бакланова Диляра Наилевна ЭФФЕКТЫ ЗВЕЗДНОГО МАГНЕТИЗМА: МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ГИГАНТА ПОЛЛУКС, ДЛИТЕЛЬНОСТЬ ЦИКЛОВ АКТИВНОСТИ У СОЛНЕЧНО-ПОДОБНЫХ ЗВ ...»

На правах рукописи

Бакланова Диляра Наилевна

ЭФФЕКТЫ ЗВЕЗДНОГО МАГНЕТИЗМА:

МАГНИТНОЕ ПОЛЕ ГИГАНТА ПОЛЛУКС, ДЛИТЕЛЬНОСТЬ

ЦИКЛОВ АКТИВНОСТИ У СОЛНЕЧНО-ПОДОБНЫХ ЗВЕЗД

01.03.02 – Астрофизика и звёздная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени

кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург – 2015

Работа выполнена в Государственном бюджетном научном учреждении Рес­ публики Крым Научно-исследовательский институт «Крымская астрофизи­ ческая обсерватория» .

Научный руководитель:

кандидат физико-математических наук, Плачинда Сергей Иванович

Официальные оппоненты:

ХОЛТЫГИН Александр Федорович, доктор физ.-мат. наук, профессор кафедры астрономии Федерального го­ сударственного бюджетного образовательного учреждения высшего профес­ сионального образования «Санкт-Петербургский государственный универси­ тет» .

САВАНОВ Игорь Спартакович, доктор физ.-мат. наук, ведущий научный сотрудник Федерального государ­ ственного бюджетного учреждения науки «Институт астрономии Российской академии наук» .

Ведущая организация: Федеральное государственное автономное образо­ вательное учреждение высшего профессионального образования «Казанский (Приволжский) федеральный университет», г. Казань (КПФУ) .



Защита диссертации состоится «24 » апреля 2015 г. в 11 час. 15 мин.

на за­ седании диссертационного совета Д 002.120.01 Главной (Пулковской) астро­ номической обсерватории Российской академии наук (ГАО РАН) по адресу:

196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65 .

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН .

Автореферат разослан « » 2015 г .

Ученый секретарь диссертационного совета Милецкий Евгений Викторович

Общая характеристика работы

Актуальность темы исследования. Изучение глобальных магнит­ ных полей у звёзд с развитыми конвективными оболочками разных клас­ сов светимости, в частности, необходимо для изучения природы физических явлений, которые участвуют в формировании наблюдаемых характеристик активности звёзд и для которых магнитное поле играет важнейшую роль .

Особый интерес представляет изучение картины эволюции активности звёзд в зависимости от эволюции звезды. Для всего вышеперечисленного требуется накопление высокоточных измерений магнитных полей звёзд. На сегодняш­ ний день всего на семи телескопах мира (в том числе и на ЗТШ) выполняются высокоточные измерения магнитных полей звёзд, что связано с методически­ ми и технологическими трудностями выполнения спектрополяриметрических наблюдений с высоким спектральным разрешением .

Цели и задачи диссертационной работы:

Целью диссертационной работы было решение следующих задач:

1. Уточнение зависимости между числом Россби и средним уровнем хро­ мосферной эмиссии по расширенной выборке звёзд .

2. На базе эмпирической зависимости для вычисления средней величины скорости меридиональных течений у солнечно-подобных звёзд установ­ ление характера зависимости этой скорости от числа Россби, которое является важным безразмерным числом в теориях динамо-механизмов .





3. Получение высокоточных измерений магнитного поля жёлтого гиганта Поллукса с целью определения периода осевого вращения звезды .

4. Уточнение периода изменений лучевых скоростей Поллукса с использо­ ванием всех опубликованных данных .

5. Определение принадлежности известного периода изменений лучевых скоростей жёлтого гиганта Поллукса к орбитальному движению пла­ неты или к периоду собственного вращения неоднородной поверхности звезды .

6. Оценка размеров активных областей на королевских широтах и величи­ ны напряжённости магнитного поля в этих активных областях, которые могли бы дать наблюдаемые значимые отклонения измеренных значе­ ний магнитного поля от дипольного представления .

Научная новизна .

1. По расширенной выборке звёзд уточнена зависимость между числом Россби и средним уровнем хромосферной эмиссии .

2. Для солнечно-подобных звёзд с выраженным периодом активности уста­ новлено отсутствие зависимости средней величины скорости меридио­ нальных течений от числа Россби .

3. По высокоточным измерениям магнитного поля жёлтого гиганта Пол­ лукс определён период вращения звезды .

4. Показана принадлежность уточнённого периода переменности лучевой скорости звезды орбитальному движению планеты, а не периоду соб­ ственного вращения неоднородной поверхности Поллукса .

5. Впервые для медленно вращающихся конвективных гигантов, на осно­ ве прямых измерений магнитного поля, получена оценка размеров ак­ тивных областей на королевских широтах и величины напряжённости магнитного поля этих областей .

Научная и практическая значимость .

Установленное для солнечно-подобных звёзд с выраженными периодами активности отсутствие зависимости средней величины скорости меридиональ­ ных течений от числа Россби позволяет лучше понять работу механизмов, которые определяют длительность цикла активности .

По спектрополяриметрическим наблюдениям в четырёх обсерваториях мира для Поллукса получены значения магнитного поля не превышающие

0.6 Гс. Значения продольного компонента магнитного поля Поллукса изме­ няются в интервале от 0.0 Гс до 0.6 Гс, что всего в два-три раза больше полной амплитуды переменности общего магнитного поля Солнца как звез­ ды в минимуме активности и в 4-5 раз меньше полной амплитуды переменно­ сти общего магнитного поля Солнца как звезды в максимуме активности. То есть, на сегодня для ярких звёзд достигнута точность измерения магнитного поля сравнимая с солнечной .

Если дальнейшее изучение природы значимо «вылетающих» точек маг­ нитного поля подтвердит предположение о регистрации всплывания магнит­ ного поля активной области, то астрофизики получат инструмент для прямо­ го изучения параметров активных областей на медленно вращающихся кон­ вективных звёздах .

Результаты, изложенные в диссертации, могут быть использованы при моделировании как физики общего магнитного поля Солнца как звезды так и магнитных полей конвективных звёзд .

Положения, выносимые на защиту:

1. Зависимость между числом Россби и средним уровнем хромосферной эмиссии по расширенной выборке звёзд .

2. Отсутствие зависимости средней величины скорости меридиональных течений от числа Россби для солнечно-подобных звёзд с выраженным периодом активности .

3. Установленный по измерениям магнитного поля период вращения жёл­ того гиганта Поллукса .

4. Принадлежность периода переменности лучевой скорости Поллукса ор­ битальному движению планеты, а не периоду собственного вращения неоднородной поверхности звезды .

5. Оценка размеров активных областей на королевских широтах для Пол­ лукса и величин напряжённости магнитного поля в этих активных обла­ стях, которые могли бы дать наблюдаемые значимые отклонения изме­ ренных значений магнитного поля от дипольной кривой переменности общего магнитного поля звезды .

Степень достоверности и апробация результатов. Достоверность и обоснованность полученного результата об отсутствии зависимости вели­ чины средней скорости меридионального течения от числа Россби для сол­ нечно-подобных звёзд с выраженным главным периодом цикла активности опирается на совпадение результатов вычислений с наблюдениями для Солн­ ца и хорошо изученной солнечно-подобной звезды 61 Лебедя А .

Достоверность полученных результатов измерения магнитного поля Пол­ лукса обеспечивается тщательно отработанной и проверенной методикой про­ ведения спектрополяриметрических наблюдений и их обработки [8, 11, 13] .

Дополнительным критерием достоверности является то, что получаемые на­ ми результаты измерений магнитных полей звёзд на Зеркальном телескопе имени академика Г. А. Шайна (2.6 м) хорошо согласуются с результатами вы­ сокоточных наблюдений, получаемых на современных телескопах, таких как Canada-France-Hawaii telescope (3.6 м), Tlescope Bernard Lyot (2.0 м) и 1.8-м e телескоп Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (Республика Корея) .

Основные результаты диссертации докладывались на астрофизических семинарах КрАО и следующих международных конференциях:

1. Рабочая группа «Звёздные атмосферы», Одесса, Украина, 25 – 29 авгу­ ста 2008 г .

2. “International Conference of Young Astronomers”, Cracow, Poland, 7 – 13 September, 2009 .

3. Международная конференция “Variable Stars — 2010”, Одесса, Украина, 7 – 13 августа 2010 г .

4. “Magnetic Fields in Stars and Exoplanets: Future Directions in Observational and Theoretical Studies”, Potsdam, Germany, 22 – 25 August, 2011 .

5. “First joint UK – Ukraine meeting on solar physics and space science”, Alushta, Ukraine, 29 August – 2 September, 2011 .

6. Международная конференция «Звёздные атмосферы: фундаментальные параметры звезд, химический состав и магнитные поля», Научный, Крым, Украина, 10 – 14 июня 2012 г .

7. Всероссийская молодежная астрономическая конференция «Наблюдае­ мые проявления эволюции звезд», САО РАН, Нижний Архыз, Россия, 15 – 19 октября 2012 г .

8. IAU Symposium “Magnetic Fields Throughout Stellar Evolution”, Biarritz, France, 25 – 30 August, 2013 .

9. COSPAR Symposium “Cosmic Magnetic Fields: Legacy of A. B. Severny”, Nauchny, Crimea, Ukraine, 2 – 6 September, 2013 .

Публикации .

Результаты диссертации опубликованы в 6 статьях. Из них 6 статей опуб­ ликованы в изданиях, находящихся в Перечне ВАК ведущих рецензируемых научных журналов и изданий, удовлетворяя достаточному условию присут­ ствия в хотя бы одной из систем цитирования библиографических баз Web of Science (Science Citation Index Expanded) и Astrophysics (NASA Astrophysics Data System) [1–6]. Одна работа опубликована в материалах международных симпозиумов [5] .

Личный вклад автора .

Во всех исследованиях, изложенных в работе, автор принимала активное участие в наблюдениях, обработке и анализе данных, разработке и решении методических вопросов, обсуждении, интерпретации полученных результатов и написании статей. В перечисленных пунктах ею выполнен доминирующий объём работы .

Структура и объём диссертации. Диссертация состоит из введения, 4 глав, заключения, библиографии и приложения. Общий объём диссерта­ ции 150 страниц, из них 113 страниц текста, включая 38 рисунков и 13 таб­ лиц, и 20 страниц приложения. Библиография включает 174 наименования на 17 страницах .

Содержание работы Во Введении раскрывается современное состояние научной проблемы, обоснована актуальность диссертационной работы, сформулирована цель и аргументирована научная новизна исследований, показана практическая зна­ чимость полученных результатов, представлены выносимые на защиту науч­ ные положения .

В первой главе «Метод измерения магнитных полей у звёзд» кратко описаны методы измерения продольного компонента магнитного поля звёзд, начиная с первых попыток регистрации магнитных полей у звёзд. Более по­ дробно описан стоксметр, прибор при помощи которого наблюдается магнит­ ное поле у звёзд в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО). Приве­ дены критерии, по которым проверяется надёжность его работы: 1) контроль юстировки стоксметра; 2) определение инструментального сдвига; 3) воспро­ изведение «нулевого» поля .

На примере магнитного поля Солнца в невозмущённых областях и об­ щего магнитного поля Солнца как звезды продемонстрирован сложный и переменный во времени характер ожидаемой переменности магнитных полей у конвективных звёзд .

Приведено описание двух основных методов вычисления магнитного по­ ля: LSD-метод (Least-Square Deconvolution) и SL-метод (Single Line). Для каж­ дого метода приведён вывод формул, используемых для вычисления поля­ ризации в контурах спектральных линий, а также продольного компонента магнитного поля.

Для получения продольного компонента магнитного поля в LSD-методе используется следующая формула:

(), = 714 (1) (1 () где — среднее по поверхности звезды продольное магнитное поле в гауссах;

— смещение от центральной длины волны спектральной линии в единицах скорости (км/сек); — центральная длина волны линии в мкм; — эффек­ тивный фактор Ланде; () — нормированная к континууму интенсивность в спектральной линии; () — профиль -параметра Стокса .

Суть LSD-метода заключается в получении максимально возможного отношения сигнал/шум для чего используется весь доступный массив спек­ тральных линий. Этот метод получил наибольшее распространение, так как позволяет измерять магнитные поля и проводить картографирование поверх­ ности у слабых объектов. На ряду с достоинствами, перечисленными выше, у LSD-метода есть свои недостатки. Так в работах [15, 16] было показано, что для LSD-метода при использовании триплетного приближения для сложной картины расщепления спектральной линии в присутствии магнитного поля, искажается вычисленная величина магнитного поля для конкретной спек­ тральной линии. Для звёзд с конвективными оболочками нельзя использо­ вать одновременно все спектральные линии для получения единого контура, по которому рассчитывается магнитное поле. Чтобы использовать LSD-метод нужно предварительно отобрать пригодные для этого спектральные линии .

Для горячих звёзд вопрос о правомерности использования среднего контура, полученного одновременно из многих линий, и распределении в нем круговой поляризации практически не исследован .

Формула же для вычисления продольного компонента магнитного поля

LS-методом следующая:

=, (2) 4.6685 1013 2 где — длина волны в ангстремах; — фактор Ланде; — смещение, вы­ званное расщеплением энергетического уровня атома в магнитном поле, опре­ деляется следующим образом:

( () ()) ( () ()) 2 =, ( () ()) ( () ()) где () — функция ограничения используемой части контура со стороны континуума, которая может быть и не прямолинейной; () — функция за­ висимости остаточной интенсивности от длины волны, то есть функция профиля контура; индексы 1 и 2 обозначают номер экспозиции .

Среди достоинств LS-метода стоит отметить следующие: метод позволя­ ет исключить ошибки, связанные с инструментальными сдвигами; позволяет использовать метод Монте-Карло для оценки величины ошибки измеренного магнитного поля. Но и этот метод не лишён недостатков. Требуется получать спектры с высоким отношением сигнал/шум, и следовательно, необходимо больше наблюдательного времени. Кроме того, присутствует произвольный выбор уровня проведения линии ограничения для интегрирования контура при нахождении его центра тяжести. Но этот произвольный выбор уровня проведения линии ограничения не критичен, так как при последующих мо­ дельных расчетах для восстановления конфигурации магнитного поля по по­ верхности звезды легко учесть выбранный для каждой линии уровень огра­ ничения .

Кратко даётся объяснение почему в КрАО используется именно SL-метод .

Приведены критерии достоверности получаемых значений измерений продольного магнитного поля: 1) воспроизведение известной кривой магнит­ ного поля магнитной звезды; 2) проверка достоверности стандартного откло­ нения методом Монте-Карло; 3) воспроизведение магнитной кривой звезды со слабым магнитным полем. Делается вывод о надёжности получаемых нами измерений магнитных полей звёзд .

Во второй главе «Солнце и солнечно-подобные звезды» на примере Солнца показаны основные проблемы и сложности, которые могут возник­ нуть при исследовании магнитных полей конвективных звёзд. Показан слож­ ный характер поведения общего магнитного поля Солнца как звезды. Отме­ чены трудности, возникающие при сведении результатов наблюдений общего магнитного поля Солнца получаемых как на разных инструментах по одним и тем же спектральным линиям, так и полученных на одном инструменте по разным спектральным линиям. Общее магнитное поле Солнца как звезды характеризуется переменностью на временных интервалах от дней до десяти­ летий, оно изменяется от периода вращения к периоду вращения, от года к году, от цикла активности к циклу активности .

Наблюдения магнитного поля у звёзд, в отличие от наблюдений общего магнитного поля Солнца как звезды, проводятся нерегулярно и, как прави­ ло, имеют сезонный характер. Наблюдаемая непредсказуемая переменность общего магнитного поля Солнца как звезды важна нам для интерпретации получаемых нами результатов наблюдений магнитных полей звёзд. Нерегу­ лярность наблюдений магнитного поля звёзд может приводить к ошибочным выводам о том, что наблюдаемая переменность вызвана ошибками наблюде­ ний, а не реальными процессами на звёздах .

Далее была уточнена зависимость среднего уровня хромосферной эмис­ сии HK, характеризующая активность звезды, от числа Россби = rot, характеризующий динамо-механизм. К зависимости, полученной в работе Нойес и др. [12], нами была добавлена 31 звезда, для которых необходимые параметры были определены в более поздних работах .

Уточненная зависимость приведена на рисунке. Добавление данных поз­ волило показать, что зависимость log от log(rot ) ведёт себя линей­ но, а не параболически, как было получено в работе [12] .

На сегодня в наблюдательной астрофизике отсутствуют какие-либо воз­ можности измерения скоростей меридиональных течений на звёздах, так как их величины лежат в пределах 10 15 м/сек, а необходимое пространствен­ ное разрешение поверхности звезды недоступно. Эти скорости играют важ­ ную роль в формировании длительности циклов активности у Солнца. Поэто­

-3.8

-4.0

–  –  –

-4.4

-4.6

-4.8

-5.0

-5.2

–  –  –

рифма числа Россби log(rot ), где = ( ). Символ « » показывает расположение Солнца. Треугольными символами показаны звёзды, используемые в работе [12]. Закрыты­ ми кружками показаны звёзды, добавленные нами в данной работе. Штриховой линией приведена кривая для этой зависимости из статьи Нойес и др. [12]. Сплошная линия — линейная аппроксимация по всем точкам, кроме одной обозначенной символом «» .

му важно иметь возможность определять их величины не только из сложных модельных расчетов, но и получать для них косвенные оценки из наблюде­ ний. Важную роль в поиске нужной зависимости для оценки средней скоро­ сти меридиональных течений сыграл фундаментальный факт, установленный И. Лившицем и В. Обридко [7], состоящий в том, что магнитный момент по­ лоидального диполя Солнца, при смене полярности с хэйловским циклом, не исчезает, не переключается, а мигрирует по сложной траектории от од­ ного полюса вращения к другому. Следовательно, в нулевом приближении, параметрами для вычисления средней меридиональной скорости этой мигра­ ции могли бы быть длина окружности Солнца и длительность хэйловского цикла. На основе этого предположения, по выборке из 28 солнечно-подобных звёзд с известными циклами активности не обнаружено зависимости средней скорости меридиональных течений от величины числа Россби. Для 23 звёзд из 28 средняя скорость составила 5.4 ± 1.5 м/с и в пределах ошибок совпа­ дает со средней скоростью 6.3 м/с, вычисленной аналогичным образом для Солнца. Это хорошо согласуется с данными по Солнцу: согласно измерени­ ям поверхностная меридиональная скорость на Солнце 11 м/сек [10], а на дне конвективной зоны 1 2 м/сек [14], согласно литературным данным по модельным расчетам .

Третья глава «Магнитное поле у 61 Лебедя А» посвящена спектро­ поляриметрическому исследованию солнечно-подобной звезды 61 Лебедь А, которая более холодная чем Солнце и обладает более развитой конвективной оболочкой. В начале главы кратко изложены основные особенности солнечно­ подобных звёзд, основные исторические этапы исследования магнитных по­ лей таких звёзд, современное состояние знаний о магнитных полях солнечно­ подобных звёзд. Приведена краткая история исследования звезды 61 Лебе­ дя А. Наблюдения магнитного поля у 61 Лебедя А и результаты анализа этих наблюдений приведены в данной работе для иллюстрации и обоснования ме­ тодики анализа наблюдений магнитного поля, которые были получены для Поллукса. 61 Лебедя А стала первой и пока единственной солнечно-подобной звездой, для которой, благодаря длительным рядам наблюдений магнитного поля, удалось зарегистрировать всплывание и формирование активных об­ ластей. Проведённое численное моделирование показало, что наблюдаемый прирост продольного компонента магнитного поля можно объяснить форми­ рованием активных областей на королевских широтах с магнитным потоком на порядок превышающим магнитный поток крупных пятен на Солнце. Эти результаты важны для понимания и интерпретации аналогичных событий у звёзд с развитыми конвективными оболочками других классов светимости .

Четвёртая глава «Магнитное поле жёлтого гиганта Близнецов» по­ священа исследованию магнитного поля жёлтого гиганта Поллукса ( Gem, K0 IIIb). В начале главы приведено краткое изложение современного состоя­ ния исследований магнитных полей у гигантов поздних спектральных клас­ сов. Нами были получены наблюдения магнитного поля Поллукса на 2.6-метровом телескопе ЗТШ (КрАО), а также обработаны наблюдения, полученные на 1.8-метровом телескопе Bohyunsan Optical Astronomy Observatory (BOAO, Республика Корея). По этим данным с привлечением измерений магнитного поля, опубликованных в работе [9], нами впервые для данной звезды был опре­ делен период изменения магнитного поля, составивший 491.5 дня, который соответствует периоду осевого вращения Поллукса. На рисунке 2 приведена фазовая кривая изменения магнитного поля Поллукса с периодом вращения .

Были определены параметры модельного центрального магнитного диполя Поллукса .

2.5 2.0

–  –  –

1.0 0.5 0.0

- 0.5

–  –  –

Рис. 2. Фазовая кривая продольного магнитного поля с периодом вращения 491.5 дня .

Закрытыми кружками показаны измерения магнитного поля, полученные в КрАО; за­ крытыми ромбиками — измерения, полученные в BOAO и закрытыми треугольниками — данные из работы [9]. Открытыми символами обозначены значения магнитного поля, ко­ торые более чем на 3 отклоняются от модельной кривой магнитного диполя. Модельная кривая магнитного диполя показана штриховой линией. Бары показывают ошибки изме­ рений .

Используя все доступные литературные данные по лучевым скоростям, был уточнен период изменения лучевых скоростей Поллукса, который соста­ вил 592.9 (±0.6) дня. На рисунке приведена фазовая кривая изменения лу­ чевых скоростей с уточнённым нами периодом. Мы показали, что измене­

–  –  –

Рис. 3. Фазовая кривая изменения лучевых скоростей Поллукса с периодом 592.9 дня .

Разными символами обозначены наблюдения, полученные в разных обсерваториях .

ния лучевых скоростей Поллукса не связаны с вращением звезды (как это утверждалось в работе [9]), а соответствуют орбитальному вращению пла­ неты вокруг звезды, и найденный нами период изменения магнитного поля соответствует осевому вращению звезды .

Проведено геометрическое моделирование предполагаемых активных об­ ластей на поверхности Поллукса показавшее, что наблюдаемый прирост про­ дольного компонента магнитного поля, наблюдаемый в некоторые ночи на трёх телескопах, можно объяснить формированием активных областей на тех же широтах, с такой же напряжённостью магнитного поля и размером крупных пятен, как и на Солнце .

В Заключении приводятся основные результаты и выводы данной ра­ боты:

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

2. Для солнечно-подобных звёзд с ярко выраженными периодами хромо­ сферной активности не обнаружена значимая зависимость средней ве­ личины скорости меридиональных течений от числа Россби .

3. По измерениям магнитного поля, полученным в КрАО, BOAO и взятым из литературы, был определён период вращения жёлтого гиганта Пол­ лукса. Также были определены параметры магнитного диполя и угол наклона оси вращения звезды к лучу зрения наблюдателя .

4. Уточнён период изменений лучевых скоростей Поллукса. Показано, что переменность лучевых скоростей Поллукса вызвана орбитальным дви­ жением планеты, а не осевым вращением самой звезды .

5. По результатам численного моделирования получена оценка размеров активных областей на королевских широтах для Поллукса и величины напряжённости магнитных полей в них, которые могут давать наблюда­ емые значимые отклонения измеренных значений магнитного поля от модельной дипольной кривой переменности магнитного поля .

В приложении приведено описание эффекта Зеемана — расщепление спектральных линий в магнитном поле, дано описание параметров Стокса, описывающих вектор поляризации электромагнитных волн, и для жёлтого гиганта Поллукса приведены все доступные в настоящий момент литератур­ ные значения лучевых скоростей .

Список публикаций по теме диссертации

1. Baklanova D., Plachinda S., Mkrtichian D. et al. General magnetic field on the weakly-active yellow giant Pollux and on the old dwarf star 61 Cyg A // Astronomische Nachrichten. — 2011. — Vol. 332. — no. 9-10. — P. 939–942 .

2. Plachinda S. I., Pankov N., Baklanova D. General Magnetic Field of the Sun as a star (GMF): Variability of the frequency spectrum from cycle to cycle // Astronomische Nachrichten. — 2011. — Vol. 332. — no. 9-10. — P. 918–924 .

3. Baklanova D. N., Plachinda S. I. High-Accuracy Magnetic Field Measurements on Cool Giant Geminorum // Odessa Astronomical Publications. — 2010 .

— Vol. 23. — P. 11–12 .

4. Plachinda S., Baklanova D., Han I. et al. Indicator of Massive Streams Flow­ ing on the Sun // Odessa Astronomical Publications. — 2008. — Vol. 21. — P. 94–96 .

5. Baklanova D., Plachinda S. Meridional flow velocities for solar-like stars with known activity cycles // Proceedings of the International Astronomical Union .

— 2014. — Vol. 9. — no. S302. — P. 196–197 .

6. Baklanova D., Plachinda S. Meridional flow velocities on solar-like stars with known activity cycles // Advances in Space Research. — 2015. — Vol. 55. — no. 1. — P. 817–821 .

Цитированная литература

7. Лившиц И. М., Обридко В. Н. Изменение дипольного магнитного момен­ та Солнца в течение цикла активности // Астрономический Журнал. — 2006. — Т. 83. — № 11. — С. 1031–1041 .

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

9. Auri`re M., Wade G. A., Konstantinova-Antova R. et al. Discovery of a weak e magnetic field in the photosphere of the single giant Pollux // Astronomy and Astrophysics. — 2009. — Vol. 504. — no. 1. — P. 231–237 .

10. Hathaway D. H., Rightmire L. Variations in the axisymmetric transport of magnetic elements on the Sun: 1996-2010 // The Astrophysical Journal. — 2011. — Vol. 729. — no. 2. — P. 80 .

–  –  –

12. Noyes R. W., Hartmann L. W., Baliunas S. L. et al. Rotation, convection, and magnetic activity in lower main-sequence stars // The Astrophysical Journal .

— 1984. — Vol. 279. — P. 763–777 .

13. Plachinda S. I. Measurements of General Magnetic Fields on Stars with Vigor­ ous Convective Zones Using High-Accuracy Spectropolarimetry // Photopo­ larimetry in Remote Sensing / Ed. by G. Videen, Y. Yatskiv, M. Mishchenko .

— Vol. 161. — Yalta: Springer, 2004. — P. 351–368 .

14. Rempel M. Transport of Toroidal Magnetic Field by the Meridional Flow at the Base of the Solar Convection Zone // The Astrophysical Journal. — 2006 .

— Vol. 637. — no. 2. — P. 1135–1142 .

15. Snchez Almeida J., Viticchi B., Landi Degl’Innocenti E., Berrilli F. Qui­ a e et-Sun Magnetic Field Measurements Based on Lines with Hyperfine Struc­ ture // The Astrophysical Journal. — 2008. — Vol. 675. — no. 1. — P. 906–919 .

16. Sennhauser C., Berdyugina S. V. Zeeman component decomposition for recov­ ering common profiles and magnetic fields // Astronomy and Astrophysics.




Похожие работы:

«Физика конденсированных сред Современные тенденции в развитии научных исследований обуславливают необходимость междисциплинарного подхода к решению научных проблем с использованием взаимодополняющих ядерно-физических методик. ОИЯИ имеет уникальную экспериментальную базу...»

«1.2.2.3. Минерально-сырьевые ресурсы (ФГУ "ТФИ по Иркутской области" МПР России, ФГУ "ТФИ по Республике Бурятия" МПР России, ФГУ "ТФИ по Читинской области" МПР России, ВостСибНИИГГиМС ФГУНПГП "Иркутскгеофизика") В недрах Байкальской природной территории открыты тыс...»

«РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ТРУДЫ ИНСТИТУТА ОБЩЕЙ ФИЗИКИ им. А.М. ПРОХОРОВА Том 71 УДК 551.510.42 М.Ю. АРШИНОВ1, Б.Д. БЕЛАН1, В.В. БЕЛОВ1, Ю.В. ГРИДНЕВ1, Д.К. ДАВЫДОВ1, T. MACHIDA2, P. NEDELEK3, J.-D. PARIS4, А.В. ФОФОНОВ1 СРАВНЕНИЕ СПУТНИКОВЫХ И САМОЛЕТНЫХ ИЗМЕРЕНИЙ ОЗОНА В ТРОПОСФЕРЕ НАД ЗАПАДНОЙ СИБИРЬЮ Ключевые сло...»

«2. УКАЗАНИЯ К РЕШЕНИЮ 9 класс 1. Вспомните, что такое гидрид металла. И повторите тему "Термохимические расчеты".2. Обратите внимание, что в условии данной задачи нет слов ".Все указанные соединения содержат общий элемент".3. На основании данных о тепловом эффекте проведенной реакции и теплот...»

«Просьба ссылаться на работу: Романюк Т.В. Позднекайнозойская геодинамическая эволюция центрального сегмента Андийской субдукционной зоны // Геотектоника. 2009. Т.4. Р.63Позднекайнозойская геодинамическая эволюция центрального сегмента Андийской субдукционной зоны Т.В.Романюк Институт физики Земли им. О.Ю.Шмидта РАН, 123995 Москва, ул. Б...»

«Макаров Александр Николаевич ИЗМЕРЕНИЕ СПЕКТРА ЭПИТЕПЛОВЫХ НЕЙТРОНОВ УСКОРИТЕЛЬНОГО ИСТОЧНИКА ВРЕМЯПРОЛЕТНЫМ МЕТОДОМ 01.04.01 Приборы и методы экспериментальной физики Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-ма...»

«А. П. Стахов Математизация гармонии и гармонизация математики Посвящается светлой памяти выдающегося математика Юрия Алексеевича Митропольского Алексей Стахов Оглавление Введение...»

«И. В. Яковлев | Материалы по физике | MathUs.ru Переменный ток. 1 Темы кодификатора ЕГЭ: переменный ток, вынужденные электромагнитные колебания. Переменный ток это вынужденные электромагнитные колебания, вызываемые в электрической цепи источником переменного (чаще всего синусоидального...»

«САМСОНОВ Сергей Викторович ГИРОРЕЗОНАНСНЫЕ ПРИБОРЫ И СВЧ КОМПРЕССОРЫ НА ОСНОВЕ ВОЛНОВОДОВ С ВИНТОВОЙ ГОФРИРОВКОЙ ПОВЕРХНОСТИ 01.04.04 –физическая электроника Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук Нижний Новгор...»

«В.С. Гетманцев Томский Нефтехим – начало пути Виктор Стефанович Гетманцев – первый директор Томского нефтехимического комбината. Был назначен на эту должность приказом министра химической промышленности СССР Л.А. Костандова. Возглавлял предприятие с 1974г. по 1983 г...»








 
2018 www.new.z-pdf.ru - «Библиотека бесплатных материалов - онлайн ресурсы»

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 2-3 рабочих дней удалим его.