Крупномасштабные магнитные поля и активность звезд поздних спектральных классов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

Глава I. Магнитные поля активных звезд поздних спектральных классов

1.1. Вращательная модуляция общего магнитного поля Солнца

1.2. Обзор первых результатов измерений глобальных магнитных полей активных поздних звезд.

1.3. Дипольная аппроксимация наблюдаемых глобальных полей поздних звезд

1.4. Выводы главы I

Глава II. Длительные рентгеновские вспышки на активных поздних звездах

II.1. Введение к главе II

II. 2. Рентгеновские наблюдения длительных звездных вспышек

II.3. Результаты численного моделирования эволюции гигантских корональных петель при вспышках на поздних субгигантах . 58 П.4. Оценка энергии крупномасштабного магнитного поля

Как известно, большинство основных явлений солнечной активности связывают с эволюцией локальных магнитных полей. Она приводит к формированию солнечных пятен и активных областей в целом - образований размером несколько угловых минут (порядка десятых долей радиуса Солнца). Активные области захватывают все слои: фотосферу, хромосферу, переходную область и корону. На нижнем уровне располагаются пятна и фотосферные факелы, на среднем - флоккулы (хромосферные факелы) и уже в короне - совокупность плотных корональных петель, составляющих корональную конденсацию. Время жизни отдельных активных областей заключено в широких пределах - от нескольких дней до года. Их число меняется в ходе 11-летнего цикла.

В последние десятилетия, однако, стало выясняться, что некоторые долгоживущие (квазистационарные) процессы на Солнце, связанные с циклом активности, захватывают большую часть или даже всю его поверхность (де Ягер 1962). Это относится к системам волокон (протуберанцев) и громадных стримеров над ними, к корональным дырам и полярным факелам. Форма солнечной короны изменяется в ходе цикла, отражая эволюцию полей самого большого масштаба.

Масштаб некоторых нестационарных явлений, таких как длительные вспышки и гигантские корональные выбросы массы (Coronal Mass Ejection - СМЕ), превосходит размер активных областей. Начавшись в некоторой активной области, нестационарный процесс быстро распространяется вдоль линии, на которой радиальная составляющая крупномасштабного поля обращается в ноль. Иногда над этой нейтральной линией крупномасштабного магнитного поля развиваются системы гигантских арок, уходящих на громадные расстояния от поверхности Солнца.

Развитие как квазистационарных, так и нестационарных явлений создает впечатление, что циклом солнечной активности в целом управляют магнитные поля большого масштаба, а эволюция локальных полей, собственно и являющаяся причиной активных процессов, определяется крупномасштабным полем.

При наблюдениях с высоким пространственным разрешением крупномасштабные поля на Солнце не видны. Они достаточно хорошо выделяются на Стэнфордских синоптических картах, разрешение которых составляет 3x3 угловые минуты. На магнитных картах можно условно выделить локальные (размером несколько угловых минут) и крупномасштабные (размером ~ 0.3 — 1Д©) магнитные поля. Самый крупный масштаб связан с дипольной составляющей магнитного поля, иногда называемой глобальным полем. Следуя терминологии (Словарь 1980), будем называть:

• глобальным полем - осредненное поле дипольного типа, наблюдающееся на полюсах в минимум активности.

• крупномасштабным полем - большие участки слабых магнитных полей одной и той же полярности. Крупномасштабное поле включает в себя две высокоширотные области, занятые противоположно направленными полями, и набор униполярных структур на средних и низких широтах, размером от нескольких до десяти-двадцати угловых минут. Униполярные магнитные области, иногда формирующиеся как остатки больших активных областей, существуют от полугода до 1 - 2 лет.

Замагниченный солнечный ветер вытягивает силовые линии крупномасштабного поля из внешней короны в межпланетное пространство. Глобальный диполь Солнца проявляется в гелиосфере в виде двух противоположно направленных магнитных потоков в северной и южной частях гелиосферы. На поверхности, разделяющей эти магнитные потоки, течет ток. Граница раздела магнитных потоков называется гелиосферным токовым слоем. Заметим, что силовые линии оказываются закрученными в паркеровскую спираль. Ток течет по направлению к Солнцу, причем направление тока всюду перпендикулярно силовым линиям магнитного поля.

В минимум активности этот слой является почти плоским. Вблизи его основания около Солнца располагается пояс корональных стримеров. При заметном уровне активности нейтральная линия на фотосферном уровне сложна и занимает значительный интервал широт, что приводит к развитию гофрированного токового слоя. Изменение знака полярных полей - переполюсовка - происходит близ максимума цикла, так что возврат к той же самой магнитной конфигурации глобального поля происходит только через 22 года.

Параллельная солнечной поверхности компонента магнитного поля в короне препятствует формированию солнечного ветра. Поэтому пояс стримеров является источником низкоскоростного солнечного ветра. Плотность плазмы в этом ветре выше, чем в высокоскоростных потоках из корональных дыр. Это связано с большими плотностями в стримерах по отношению к дырам и геометрией истечения в сходящихся (в стримерах) и сильно расширяющихся (в дырах) структурах короны.

В минимум активности глобальное поле проявляется, прежде всего, вблизи полюсов Солнца в виде сложной формы фоновых полей, имеющих противоположные знаки на полюсах. Близ максимума активности происходит (их) переполюсовка.

При очень низкой активности магнитное поле в короне с определенной степенью точности представляет собой глобальный диполь, ось которого практически совпадает с осью вращения Солнца. Здесь имеются в виду корональные слои, в которых скорости солнечного ветра еще малы, т.е. ниже "поверхности источника" солнечного ветра. На этой фазе цикла возмущения диполя со стороны локальных полей слабы. Такая магнитная конфигурация остается устойчивой в течение нескольких лет.

В области низких широт дипольная конфигурация глобального поля способствует развитию некоторого количества высоких корональных петель, каждая из которых соединяет области противоположно направленных магнитных полей по обе стороны от экватора. Это приводит к формированию известной крупномасштабной структуры короны в минимуме, включающей в себя пояс стримеров на всех долготах вблизи экватора и две системы полярных щеточек близ полюсов. В результате выноса глобальных магнитных полей солнечным ветром наружу в межпланетном пространстве возникает гелиосферный токовый слой, разделяющий противоположно направленные магнитные потоки. При низкой активности этот нейтральный токовый слой является плоским.

С ростом активности влияние активных областей возрастает, и линия раздела полярностей крупномасштабных магнитных полей вблизи экватора становится волнистой. Токовый слой становится гофрированным. В этот период возрастает роль квадрупольной составляющей крупномасштабных магнитных полей.

Непосредственно перед максимумом активности и в самом начале фазы спада вклад дипольной составляющей снова оказывается значительным. Однако, в эти сравнительно короткие промежутки времени длиной в несколько солнечных оборотов диполь становится горизонтальным, т.е. магнитная ось оказывается перпендикулярной оси вращения Солнца. В отличие от эпох низкой активности (с вертикальным диполем) конфигурация с горизонтальным диполем является более сложной и менее устойчивой.

На фазе спада цикла иногда возникают периоды устойчивой конфигурации крупномасштабного поля с доминирующей ролью дипольной составляющей, когда угол между магнитной и осью вращения заключен в пределах 40° — 60°, например, в течение всего 1984 г.

Известно также, что активные области появляются, как правило, вблизи нейтральной линии - линии раздела полярностей крупномасштабного поля. Более отчетливо эта тенденция проявляется на фазе спада циклов, когда комплексы активности формируются на нескольких фиксированных долготах. Ранее это явление называли активными долготами, и лишь позже выяснилась его связь с крупномасштабными полями. На Солнце этот эффект удается выделить только статистическими методами.

Необходимо подчеркнуть, что, начиная с 80-х годов, Макаров и его коллеги разработали методику (Макаров, Фатьянов 1982, Макаров 1984) определения по синоптическим На картам положения нейтральной линии магнитного поля. Хотя эти данные опираются только на знак магнитного поля, они дают надежную статистическую информацию о длительных вариациях глобального поля Солнца. На основе магнитных На карт (Макагоу, 81уагатап 1983) был проведен детальный анализ проблемы смены знака магнитного поля Солнца, открыты трехкратные пе-реполюсовки (Макагоу, 81уагатап 1989). Полярная активность Солнца может быть представлена числом полярных факелов, причем выявлена корреляция между этими числами и напряженностью полярного магнитного поля (Макагоу, Макагоуа 1998).

Работа группы В.И.Макарова позволила тем самым восстановить крупномасштабное магнитное поле за истекшие более чем 100 лет. Анализ циклической вариации крупномасштабных магнитных полей и, в частности, их поведение в период переполюсовки показали, что крупномасштабные поля опережают в своей эволюции локальные на 5.5 лет. Это может означать (Макагоу е! а1. 2001, Макагоу, ТЫюу 1999), что локальные поля формируются на основе крупномасштабных, а не наоборот, как это предполагалось в известных представлениях Бэбкока и Лейтона. Этот вывод (Макагоу et а1. 2001, Макагоу, Т1а1оу 1999) о первичности глобальных полей по отношению к локальным стимулировал проведение исследований по теме этой диссертации.

Разумеется, за последние несколько циклов солнечной активности можно использовать прямые наблюдения распределения магнитных полей на Солнце. Количественный анализ проблемы связи крупномасштабных магнитных полей и структуры белой короны начат в работах (Шаттен 1976) и (0Ьпс1ко, 8ЬеШпё 1999).

Эти исследования основаны на вычислениях корональных магнитных полей по фотосферным наблюдениям в рамках потенциального приближения.

В космической электродинамике в первом уравнении Максвелла прене-брегается высокочастотными токами смещения, и плотность тока дается как

Л = (4тг/с) гоШ. (1)

Если в некоторой области, например, над фотосферой токи отсутствуют, то выражение (1) совместно с вторым уравнением Максвелла <Му Н = 0 дает

АН - 0. (2)

Это означает, что в этом случае магнитное поле потенциально, и магнитное поле можно записать в виде

Н = УФ, где Ф - скалярный магнитный потенциал, который удовлетворяет уравнению Лапласа

ДФ = 0. (3)

Следовательно, для определения магнитного поля можно использовать стандартные методы теории потенциала, в частности, получить общее решение уравнения (3) методом разделения переменных. Наблюдаемые в фотосфере значения магнитного поля вдоль луча зрения могут использоваться в качестве граничного условия для уравнения (3).

Этот подход плодотворно применяется для расчета потенциальных магнитных полей над фотосферным уровнем активной области (краткую историю развития этих работ можно найти в книге (Молоденский, Филиппов 1992) на стр. 47) и для определения структуры поля в короне Солнца (Ноекяета 1991). Использование потенциального приближения оказалось весьма плодотворным для решения целого ряда задач как для активных областей, так и для короны в целом. Однако вопрос о его применимости часто вызывает дискуссии, особенно применительно к активным областям и низким слоям короны. Многочисленные примеры, относящиеся к появлению вихревой структуры суперполутени пятен и некоторых активных протуберанцев (на лимбе и на диске), обсуждаются в книге (Молоденский, Филиппов 1992). Приведем также небольшую цитату из ее второй главы, посвященной обсуждению использования потенциального приближения для магнитного поля активной области:

Достаточных оснований считать магнитные поля в хромосфере и короне потенциальными не существует. Поля могут отличаться от потенциальных за счет продольного тока довольно существенно, и при этом выполняются как условия равновесия, так и условия МГД-устойчивости. Более того, некоторые наблюдаемые структуры следует интерпретировать как результат действия продольного тока.

Однако если в активной области нет плотных волокон и отсутствуют быстрые движения, а также спиральность суперполутени пятен, тогда для не слишком больших высот над хромосферой поля можно считать близкими к потенциальным".

Применительно к анализу наблюдений всей короны с низким разрешением при использовании потенциального приближения необходимо исключать высоты ниже 0.1 Л© над лимбом, особенно близко к активным областям. Трудности могут возникать также близ поверхностей раздела противоположно направленных магнитных потоков - токовых слоев.

Пакет программ, разработанный Харшиладзе (Харшиладзе, Иванов 199^) и его последующие модификации позволяют рассчитывать разложение глобального магнитного поля Солнца на сферические гармоники. Для этого на основе измерений продольного магнитного поля на уровне фотосферы восстанавливается поведение магнитного поля в слое от фотосферы до т.н. "поверхности источника". Затем по выражениям (4) вычисляются все три компоненты вектора поля:

Нг = £ -Р/т (соэ 9) (д™ соб пир + К™ ят пир) х

Нв = - Е дР^5в) (д[» соэ т<р> + К эт тер) х дв

5)

Н.р = - -Щ-вРГ(соя в) (/).;" сой пир - дТ 8Ш гтр) /

Здесь 0 < т < I < N (обычно N = 9), с/ = -(Д0/Д5)г+2, Ргт -присоединенные полиномы Лежандра, а д™ и Н™ - коэффициенты гармонического разложения. Здесь принято, что поверхность источника располагается на расстоянии Я8 = 2.5 Л0, и на ней поле является строго радиальным.

Для примера на рис. 1 приведены результаты расчетов В.Н.Обридко хода силовых линий, выходящих из фотосферы и достигающих поверхности источника для 11 июля 1991 г. Здесь же приводится снимок белой короны, вместе с источниками мягкого рентгеновского излучения на диске и близ лимба. Сравнение рис. 1а и 16 показывает, что эти расчеты позволяют отождествлять стримеры и корональные дыры с замкнутыми и открытыми корональными конфигурациями. Заметим, что на этом рисунке показана редкая ситуация, условно называемая ниже "горизонтальным" диполем. Здесь стримеры располагаются в высоких широтах, в отличие от большинства периодов в цикле активности, когда пояс стримеров (магнитный экватор) располагается близ плоскости экватора и магнитные и географические полюса совпадают ("вертикальный" диполь).

Использование такой методики проводить изучение полей, вращения отдельных образований в короне. Используя значения гармонических коэффициентов, выведенные из синоптических На карт, Обридко и Шель-тинг (ОЬпс1ко, БЬеШ^ 1999) объяснили поведение полярного поля и изменение числа полярных факелов в течение нескольких солнечных циклов с 1915 г. по настоящее время. Кроме того, им удалось найти объяснение расходимости полярных щеточек, что свидетельствовало о реальном влиянии крупномасштабного поля на структуру солнечной короны. Следует отметить, что аналогичные вычисления позволяют определить относительный вклад дипольного и квадрупольного полей в конфигурацию поля всей короны в течение цикла и, соответственно, проследить их влияние на структуру короны.

Аналогичные вычисления корональных магнитных полей позволили получить ряд важных результатов, относящихся к вращению Солнца. Для ХХ-ХХП циклов активности было показано (Ананьев, Обридко 1999), что "для фотосферных магнитных полей в данный момент времени характерно наличие нескольких выделенных дискретных твердотельных (одинаковых в довольно широком диапазоне широт) периодов вращения; скорость вращения же солнечных пятен резко дифференцирована по широте. Дифференциальная кривая вращения крупномасштабных фотосферных магнитных полей появляется только как усреднение на большом вре

Рисунок 1. а) Поведение открытых силовых линий магнитного поля по расчетам В.Н.Обридко для конфигурации в день полного солнечного затмения 11 июля 1991 г. Показанные линии начинаются на сфере - "поверхности источника" - радиусом 2.5 .й© и заканчивающиеся на фотосфере. б) Изображение солнечной короны в ходе этого затмения в белом свете, полученное С.Кучми с радиальным фильтром, совмещенное с изображением в мягком рентгеновском диапазоне в линии Ре XVI (Л.Голуб).

10 менном интервале". По данным 1915-1990 гг. Обридко и Шельтинг (Обридко, Шельтинг 2000) показали, что корональные образования, ответственные за появление двух- и четырехсекторной структуры ММП, являются независимыми и ведут себя по-разному в ходе цикла. Вклад тех видов, которые приводят к двухсекторной структуре, растет к высоким широтам, а других - формирующих четырехсекторную структуру - уменьшается. Обе системы магнитных полей вращаются квазитвердо-тельно. Обнаружено также, что повышение уровня активности сопровождается уменьшением скорости вращения этих структур, и наоборот.

Существует несколько указаний на то, что крупномасштабное магнитное поле оказывает влияние на развитие нестационарных процессов на Солнце. Результаты последних наблюдений в коротковолновой и рентгеновской областях спектра показывают, что яркие цепочки развиваются вдоль линий пересечения с фотосферой поверхностей с током, связанных с крупномасштабным полем; иногда они пересекают весь диск (Chertok 2001). Некоторые части нейтральной линии характеризуются развитием многочисленных мелкомасштабных нестационарных явлений, частыми выбросами волокон. Еще в 1958 г. А.Б.Северным (Северный 1988) было установлено, что вспышечные ленты возникают вблизи нейтральной линии и затем становятся параллельны ей, что в современной терминологии соответствует формированию системы рентгеновских петель над этой линией в ходе постепенной (соответствующий англоязычный термин - gradual) фазы вспышек. Как уже упоминалось выше, формирующиеся гигантские корональные петли и СМЕ типа гало иногда достигают масштабов, сравнимых или превышающих солнечный радиус. Формирование низко- и высокоскоростных потоков солнечного ветра определяется также крупномасштабным магнитным полем.

Необходимо, однако, отметить, что на Солнце существуют большие проблемы с выделение крупномасштабных магнитных полей и с исследованием их влияния на квазистационарные и нестационарные процессы. Это связано как с ограниченной точностью магнитографических наблюдений, высоким уровнем развития локальных полей и их определяющим влиянием на солнечную активность. Возникла идея попытаться продвинуться в решении ряда проблем, рассматривая процессы на звездах, близких по своим характеристикам к Солнцу.

В последние 20-30 лет возникло новое направление астрофизики, которое можно назвать "солнечной активностью в мире звезд" (Р.Е.Гершберг), или солнечно-звездной физикой. Одни из активных исследователей в этой области, Хэйш и Шмитт наиболее четко подчеркнули актуальность этого направления. Процитируем здесь конец введения к их статье (Haisch, Schmitt 1996) : Солнечно-звездная астрофизика стала настоящей улицей с двусторонним движением: не только концепции, первоначально развитые для интерпретации солнечных наблюдений, используются для анализа наблюдений звезд, но и, наоборот, накопленные в звездной астрофизике знания углубляют наше понимание Солнца. Гелиофизики ограничены тем фактом, что солнечные параметры не могут быть экспериментально изменены. Солнце нельзя ускорить или замедлить, нельзя сделать более или менее массивным, более или менее молодым - гелиофизики могут только просто смотреть, что происходит на одной звезде с одним и тем же множеством зафиксированных звездных параметров. Строго говоря, они не могут даже определить, является ли то, что они видят на Солнце, типичным для звезд в целом. Однако, при изучении звезд мы фактически располагаем следующими возможностями. Мы можем:

• определить широкий диапазон состояний внешних атмосфер, возможных для той же самой, расположенной ниже фотосферы звезды; в частности, мы можем изучать аналоги Солнца, подходящим образом ускоренные или замедленные;

• рассмотреть изменения этих состояний для звезд разного возраста; и, следовательно, изучать аналоги Солнца в приемлемом возрастном диапазоне;

• исследовать зависимость этих условий во внешней атмосфере от таких самых основных звездных параметров, как звездная масса.

Таким образом, основные результаты звездной астрофизики не только дополняют более детальные исследования физики Солнца, они дополняют изучение Солнца, обеспечивая понимание основополагающих проблем, почему анализируемые явления вообще появляются, как они возникают, и в какой период жизни звезды они будут развиваться. Обзоры по этим темам содержатся в следующих работах: о звездных коронах - (Rosner et al. 1985, Haisch 1986, Pallavicini 1989, Mewe 1991); о связи между солнечными и звездными вспышками - (Haisch et al. 1991, Haisch, Rodono 1989); о ветрах и потери массы звезд поздних классов - (Lafon, Berruyer 1991, Dupree 1986); про циклы звездной активности

Baliunas, Vaughan 1985); и, наконец, про звездные магнитные поля и активность - (Hartmann, Noyes 1987, Landstreet 1992)."

В прошедшее (после опубликования этой цитаты) пятилетие появились данные нескольких спутников - BeppoSAX, Chandra, XMM-Newton, существенно расширившие возможности солнечно-звездной физики. Активные процессы, аналогичные солнечным, наблюдаются сейчас в различных диапазонах на многих звездах поздних спектральных классов. На звездах были обнаружены и детально изучены многочисленные явления, которые аналогичны развивающимся на Солнце. Тем не менее, в ряде случаев обнаружены значительные отличия явлений, развивающихся на Солнце и других поздних звездах.

Будем называть далее активной поздней звездой такую, на которой зарегистрирован хотя бы один из процессов, аналогичных развивающимся в ходе солнечного цикла (пятна, вспышки и т.п.). Примерно половина из этих обнаруженных активных поздних звезд расположены в солнечной окрестности - сфере с радиусом около 25 парсек. Остальные являются более молодыми объектами, входящими в рассеянные скопления звезд нашей Галактики. Большинство активных поздних звезд располагаются на главной последовательности или вблизи нее, т.е. являются карликами с массой порядка солнечной и меньшей ее. Активных одиночных звезд повышенной светимости обнаружено очень мало. С другой стороны, высокая поверхностная активность обнаружена на поздних звездах повышенной светимости (субгигантах и гигантах), которые являются компонентами двойных систем типа RS Гончих Псов (RS CVn). Наблюдается около 200 таких систем, состоящих чаще всего из двух поздних звезд, причем уровень активности более поздней компоненты как правило значительно превосходит активность одиночных звезд. Двойные системы типа RS CVn являются разделенными, т.е. ни одна из звезд не заполняет свою полость Роша. Некоторые из этих систем являются затменными, что позволяет проводить более детальное изучение источников излучения, включая их структуру.

Как и на Солнце, активные процессы развиваются во внешних слоях атмосферы поздней звезды - хромосфере, переходной области и короне, часто называемых внешней атмосферой, - и в некоторых случаях изменяют характеристики звездного ветра. О существовании этих процессов на данной звезде свидетельствуют такие проявления, как изменение яркости звезды в оптическом диапазоне, переменность звезды в линиях H и К Ca II, большая яркость корон в мягком рентгеновском диапазоне. По аналогии с солнечной активностью, эти факты интерпретируются как наличие больших темных пятен в фотосферах звезд, флоккулов в хромосферах (ярких образований в частотах ультрафиолетового линий Н и К ионизованного Са, а также h и к ионизованного Mg), а также ярких ко-рональных конденсаций. На многих объектах наблюдаются вспышки: в основном, импульсные - на красных карликовых звездах, и длительные -на поздних субгигантах.

Как известно, активность появляется на вращающихся звездах, обладающих подфотосферными конвективными зонами. Это считается аргументом в пользу динамо-механизма, приводящего к усилению магнитных полей и развитию активности. Кроме того, высокая и нерегулярная активность характерна для звезд сравнительно небольшого возраста, в то время, как циклические изменения с не очень большой амплитудой наблюдаются на звездах, уже достигших главной последовательности. В одиночных звездах момент осевого вращения уменьшается за времена, меньшие характерных времен эволюции звезды малой массы, вследствие торможения звезды замагниченным звездным ветром. Имеются основания полагать, что двойные типа RS CVn в своей эволюции уже сошли с главной последовательности. Однако их высокий уровень активности долго сохраняется из-за того, что в сравнительно тесных двойных системах поддерживается быстрое осевое вращение компонент. Это вызвано синхронизацией орбитального движения звезд и их собственного осевого вращения за счет передачи момента орбитального вращения моменту осевого вращения.

Далее в работе мы будем рассматривать звезды с возрастом, близким к солнечному или несколько превосходящим его. Иначе говоря, в нашей работе рассматриваются звезды главной последовательности и компоненты двойных систем типа RS CVn. Существует целый ряд интересных проблем, связанных с активностью молодых звезд типа Т Тельца (Т Таи). Часть развивающихся на молодых звездах процессов аналогична солнечным, другая же имеет иную физическую природу (например, аккреционные диски, пылевая компонента вблизи звезд, наблюдаемая в инфракрасном диапазоне). Анализу зависимости активных процессов от возраста звезд посвящено много оригинальных исследований и обзоров, и в диссертации лишь для сравнения проводится моделирование явлений на относительно молодой звезде АВ Dor. С другой стороны, в работе не будем касаться систем типа Алголя, где наблюдаемые особенности определяются явными эффектами перетекания вещества в двойных системах.

Была высказана гипотеза о том, что крупномасштабные магнитные поля на некоторых звездах по сравнению с Солнцем могут играть существенно большую роль в активных процессах. Прежде всего, это должно относиться к субгигантам, размеры которых превышают солнечные и где активные процессы развиты очень сильно. К такому заключению автора в самом начале этой работы в целом привело небольшое рассмотрение (И.Лившиц 1999), продемонстрировавшее, что общие свойства активности на звездах главной последовательности и субгигантах, по-видимому, сильно различаются. Как известно, по данным обсерватории EINSTEIN Паллавичини (Pallavicini 1989) впервые было показано, что рентгеновская светимость ; Lx зависит от скорости собственного вращения vrot. Эта зависимость для звезд, располагающихся в нижней части главной последовательности (включая поздние компоненты двойных типа RS CVn) в (Pallavicini 1989) была получена в виде

Lx ~ v2rot ~ (1) где Р - период осевого вращения.

В работе (И.Лившиц 1999) была изучена зависимость характеристик рентгеновского излучения субгигантов, входящих в системы RS CVn, от периода их осевого вращения. Для этого из каталога систем звезд с хро-мосферной активностью (Strassmeier et al. 1988) были выбраны системы типа RS CVn, содержащие звезды повышенной светимости, т.е. субгиганты (класс светимости IV) и несколько случаев с классами светимости IV—III. Рентгеновские светимости, измеренные на ROSAT, и фотометрические периоды Р = 2тт R*/vrot были взяты по (Dempsey et al. 1993). Выбранные характеристики сравнивались с приведенными в каталоге (Strassmeier et al. 1988). Затем были вычислены потоки мягкого рентгеновского излучения в коронах тех 30 субгигантов, радиусы которых были известны (см. таблицу 1 в Приложении). Результат представлен на рис. 2. Линейная аппроксимация приводит к соотношению

Fx = Lx/^ttRI = 7.36 • 107 • Р-1'28 эрг см"2 с"1 (2) показатель степени аппроксимации 1.284 ±0.21).

Для сравнения была построена зависимость светимостей активных карликов спектрального класса К от периода осевого вращения (рис. 3). Список этих звезд дан в таблице 2 в Приложении. Поскольку радиусы этих звезд внутри одного спектрального класса не очень сильно отличаются, примерно такая же зависимость будет характерна и для потоков

1д Р, сутки

Рисунок 2.

Зависимость потока светимости в рентгене Рх от периода осевого вращения ^Р для субгигантов в составе систем типа КБ Гончих Псов. Размерность Рх: эрг • см-2 • с"1 (И.Лившиц 1999)

30,5 -30.0 -29,5 -29,0 -28,5 -28,0 -27,5 -27,0 26,5 д ЭрГ/с карликовые звезды спектрального класса К V я ч ч V

•Л1 ■ »ч

1 I ■—I—1—I—'—I—■—I—'—I—I—I—I—I—I—|—

0,0 0,2 0,4 0,6 0,8 1,0 1,2 1,4 1,6 1,8

1д Р, сутки

Рисунок 3.

Зависимость рентгеновских светимостей звезд-карликов спектрального класса К от периода осевого вращения. рентгеновского излучения. Видно, что поток рентгеновского излучения оказывается насыщенным для быстровращающихся К-карликов. Этот эффект был ранее исследован Vilhu (Vilhu 1984, Vilhu, Walter 1987). Однако из того же рисунка видно, что при больших периодах рентгеновские светимости резко уменьшаются (пропорционально Р~2-6).

Заметим, что аналогичное рассмотрение удается провести и для G-карликов солнечной окрестности. Получающаяся зависимость рентгеновских потоков от периода вращения оказывается также более резкой по сравнению с субгигантами систем типа RS CVn, т.е. выражением (1).

Таким образом, отмечавшаяся ранее тенденция подтверждается по данным спутника ROSAT: зависимость рентгеновского излучения от скорости вращения оказалась более пологой для субгигантов систем типа RS CVn по сравнению с активными поздними карликами солнечной окрестности. Эта зависимость может рассматриваться как наиболее общая характеристика организации активности на звездах данного типа, она является весьма устойчивой, и ее изменение может свидетельствовать об изменениях причин и механизмов развития активных процессов на звезде. Поскольку обнаруженное изменение характера связи активности с осевым вращением относится к переходу к звездам больших масс и размеров, эти соображения послужили исходным импульсом для рассмотрения влияния именно крупномасштабных магнитных полей на процессы активности на субгигантах. Появившиеся наблюдательные данные о мощных длительных рентгеновских вспышках на этих звездах и особенности их спектров в крайнем ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах дали возможность проанализировать более прямые следствия такой возможности.

Итак, в последующих трех главах диссертации последовательно излагаются вопросы наблюдений крупномасштабных магнитных полей на поздних звездах, возможное влияние этих полей на нестационарные процессы и на потерю массы звездами повышенной светимости.

Актуальность работы

За последние 20-30 лет в результате проведения наблюдений в рентгеновском, ультрафиолетовом и оптическом диапазонах звезд, близких по спектру к Солнцу, сформировалось новое направление астрофизики. Оно нацелено в основном на исследование на звездах явлений активности типа развивающихся на Солнце. Весь накопленный опыт исследований Солнца используется при этом для анализа все возрастающего количества информации об активных звездах поздних спектральных классов. С другой стороны, специалисты, занимающиеся физикой Солнца, изучают все многообразие солнечных явлений на единственном объекте с фиксированной массой, радиусом, светимостью и возрастом. Исследование аналогичных явлений на звездах позволяет лучше понять причины возникновения активности и то, в какой период жизни звезды она возникает. Общность тех или иных механизмов, предлагаемых для объяснения солнечных явлений, проверяется сегодня методами солнечно-звездной физики. Разумеется, результаты изучения солнечного ветра, корональных выбросов массы и мощных нестационарных процессов на Солнце на основе анализа данных о других звездах оказываются полезны для исследования проблем космической погоды - предсказания условий в околоземном космическом пространстве.

Предлагаемая работа посвящена одному из аспектов этого нового актуального направления. На протяжении нескольких веков изучения солнечной активности ее традиционно связывали с солнечными пятнами, точнее говоря, с эволюцией локальных магнитных полей. В последние годы, благодаря исследованиям, проводимым в Главной (Пулковской) астрономической обсерватории, в ИЗМИРАНе и в Стэнфордском университете, начала выясняться первичность крупномасштабных, а не локальных магнитных полей в формировании процессов циклической активности (Макагоу et а1. 2001). Глобальное магнитное поле в своей динамике опережает локальные поля на 5-6 лет. Кроме того, существует несколько прямых и косвенных указаний на то, что явления в различных активных областях, в далеко разнесенных частях солнечной поверхности оказываются не независимыми, а связанными между собой, например, единой токовой системой. При этом чрезвычайно актуальным оказалось выяснить, не выражено ли на каких-либо звездах влияние крупномасштабных магнитных полей на активность более отчетливо, чем на Солнце.

Будем называть далее активной поздней звездой такую, на которой зарегистрирован хотя бы один из процессов, аналогичных развивающимся в ходе солнечного цикла (пятна, вспышки и т.п.). Активность присуща звездам спектрального класса позже Е5, обладающим подфотосферной конвективной зоной, и уровень активности сильно зависит от скорости вращения. Это считается аргументом в пользу механизма динамо, приводящего к усилению магнитных полей и развитию активности. Высокая и нерегулярная активность характерна для звезд сравнительно небольшого возраста, в то время, как циклические изменения с не очень большой амплитудой наблюдаются на звездах, уже достигших главной последовательности.

Большинство таких звезд являются карликами, расположенными в солнечной окрестности. Активных одиночных звезд повышенной светимости обнаружено очень мало. С другой стороны, высокая поверхностная активность обнаружена на поздних звездах повышенной светимости (субгигантах и гигантах), которые являются компонентами двойных систем типа ИБ Гончих Псов (ЯБ СУп). Наблюдается около 200 таких систем, состоящих чаще всего из двух поздних звезд, причем уровень активности более поздней компоненты как правило значительно превосходит активность одиночных звезд. Двойные типа ИБ СУп в своей эволюции уже сошли с главной последовательности, и высокий уровень их активности сохраняется длительное время из-за эффекта синхронизации орбитального и осевого вращений. Объектами исследования диссертации являются поздние звезды главной последовательности, возраст которых сравним с солнечным, и субгиганты, входящие в двойные системы типа ЯБ СУп.

Если размер МГД-конфигурации составляет от 0.3 до 1 радиуса Солнца или рассматриваемой звезды, то такие поля будем относить к крупномасштабным. Среди них термин "глобальное" используем для самого большого масштаба - осредненного поля дипольного типа. Возможности современных солнечных наблюдений позволяют непосредственно проследить сложное динамическое поведение крупномасштабных структур. Стало ясно, что некоторые долгоживущие, квазистационарные процессы на Солнце, связанные с циклом активности, захватывают большую часть или даже всю его поверхность. Это относится к системам волокон (протуберанцев) и громадных стримеров над ними, к корональным дырам и полярным факелам. Форма солнечной короны изменяется в ходе цикла, отражая эволюцию полей самого большого масштаба. Структура межпланетного магнитного поля и формирование высокоскоростных потоков солнечного ветра из дыр и низкоскоростного истечения из стримеров определяются крупномасштабными полями.

Наглядно проявляются огромные масштабы как арочных систем, развивающихся при длительных вспышках, так и корональных выбросов массы (СМЕ). Начавшись в некоторой активной области, нестационарный процесс быстро распространяется на огромные расстояния по направлениям, определяемым структурой крупномасштабного магнитного поля.

Кроме некоторых проблем, связанных с выделением слабых крупного масштабных магнитных полей на Солнце и с исследованием их влияния на квазистационарные и нестационарные процессы, во многих случаях трудно решить, какие стороны этого влияния существенны для развития активности в целом, а какие относятся к особенностям, присущим данной активной области. Здесь было бы полезно проанализировать соответствующие процессы, развивающиеся на активных поздних звездах. Хотя общая идея неявно высказывалась ранее, данная работа является первой попыткой ее конкретной реализации. Разумеется, выполнение этого исследования в целом было бы невозможно без достигнутого в последнее время прогресса во внеатмосферных и наземных наблюдениях звезд поздних спектральных классов.

Целями работы являются:

- анализ первых результатов наблюдений глобальных магнитных полей поздних звезд, использующий опыт аналогичных солнечных исследований;

- выявление реальной роли локальных и крупномасштабных магнитных полей на основе анализа вспышек, развивающихся на Солнце и поздних звездах различных светимостей и характеризующихся полным энерговыделением 1027 — 1037 эрг;

- анализ результатов спектральных наблюдений в коротковолновом и рентгеновском диапазонах для выявления свидетельств истечения плазмы из крупномасштабных корональных структур на активных поздних звездах.

При выполнении работы применялись методы численного моделирования газодинамических процессов, развивающихся в длительных звездных вспышках и в области взаимодействия ветров в двойных системах типа ИЯ СУп. При этом использован достаточно простой подход, который вполне адекватен появившимся первым наблюдательным результатам. Особенности статистических методов, использованных при анализе солнечных наблюдений, определяются необходимостью дальнейшего сопоставления с результатами наблюдений соответствующих процессов на звездах.

Основное содержание диссертации

Во Введении обосновывается актуальность работы, дан краткий обзор результатов изучения крупномасштабных магнитных полей на Солнце, сформулированы цели исследования и положения, выносимые на защиту.

Здесь же изложены результаты предварительного исследования связи рентгеновских потоков поздних субгигантов в составе двойных систем типа ЯБ СУп с периодом осевого вращения, существенного для постановки задачи в целом.

В Главе I проанализирован ряд наблюдений магнитного поля Солнца как звезды (общего магнитного поля Солнца - ОМПС). Эти наблюдения были начаты в Крымской астрофизической обсерватории в 1967 г. и проводились впоследствии на обсерваториях Маунт Вилсон, в Стэнфорде (США) и в Институте солнечно-земной физики СО РАН. Наше рассмотрение основывается на ряде ежедневных значений поля Солнца как звезды за период с 1975 по 1996 гг., полученных в Стэнфорде. При этом использованы некоторые полученные ранее результаты, в частности, значение периода колебаний ОМПС 27.00 ± 0.05 суток (Котов и др. 1999, Ханейчук 1999). Прежде всего, значения ОМПС были сопоставлены со значением поля, полученного в результате интегрирования Стэнфордских синоптических карт в разрешением 3' х 3' минуты. Тем самым для современных наблюдений было подтверждено заключение о том, что ОМПС действительно совпадает со средним значением напряженности поля в центральной части диска (в интервале ±50° по широте и долготе).

На примере XX и XXI циклов активности показано, что квазисинусоидальные изменения появляются, чаще всего, в виде отдельных цугов, длящихся 5-6 кэррингтоновских оборота (СИ), в небольшой период времени на фазе роста активности в цикле, и затем после максимума и дольше всего существуют на фазе спада. В эти моменты дипольная составляющая магнитного поля наиболее отчетливо выражена. Было проведено детальное сравнение свойств 27-дневных колебаний на фазе спада циклической активности и в момент, близкий к переполюсовке знака глобального поля. Найден способ количественной оценки устойчивости колебаний, и показано, что на фазе спада, в 1984 г. квазисинусоидальные колебания стабильны. Эта ситуация условно названа "наклонным" диполем. С другой стороны, период в 1991 г., когда значения ОМПС были максимальны (более 1 Гс), характеризовался сильными флуктуациями амплитуды волн, длительности конкретных колебаний и их формы. Эта ситуация " горизонтального диполя" реализуется на Солнце в эпохи высокой активности. В эти же периоды времени отмечаются нарушения фазовой зависимости ОМПС, связанные с появлением в центральной части диска больших комплексов активности с преимущественной полярностью одного или нескольких пятен.

Во разделе 1.2 упоминаются результаты определения магнитных полей в звездных пятнах и проводится первый анализ информации о глобальных магнитных полях на активных поздних звездах. При этом анализируются результаты первых наблюдений продольной компоненты магнитного поля от поверхности всей звезды. Эти наблюдения получены С.И.Плачиндой, Т.Н.Тарасовой и их коллегами на 2.6-м телескопе им.Г.А.Шайна Крымской астрофизической обсерватории. На нескольких поздних звездах главной последовательности время от времени регистрировались поля с напряженностью 10-20 Гс при среднеквадратической ошибке 2-3 Гс. Эти значения более, чем на порядок превосходят среднемесячное значения сигнала от Солнца как звезды за весь 30-летний период наблюдений Солнца этим методом. С точки зрения рассмотрения, проведенного в первом параграфе для Солнца, наибольший интерес представляют данные о вращательной модуляции сигнала магнитного поля от звезд. В настоящее время достаточно полные данные имеются для двух звезд £ Boo А и 61 Cyg А, первая из которых характеризуется высоким, а вторая - низким уровнем активности. Однако если у первой звезды £ Boo A (G8 V) хромосферная активность нерегулярна, то на 61 Cyg А (К5 V) отчетливо наблюдается цикл с периодам 7.3 года. Как различие уровней активности этих звезд, так и степень выраженности циклов обусловлено различием скоростей их осевого вращения: период вращения £ Boo А составляет 6.3 суток, тогда как период вращения 61 Cyg А - 35.4 суток.

Регулярное изменение глобального магнитного поля с фазой осевого вращения наблюдается в некоторые эпохи, например, у звезды £ Boo А в 1998 (Тарасова и др. 2001). Большинство наблюдаемых значений поля В меняются с фазой <р регулярно, хотя некоторые точки располагаются вне этой зависимости. Для обеих звезд соответствующие зависимости В(</?) оказались практически подобными: абсолютные значения максимальных полей противоположных знаков различны, и интервалы фаз регистрации поля одного и того же знака не совпадают. Наблюдения 61 Cyg А день за днем дают указания на то, что появляющиеся отклонения сигнала от фазовой кривой исчезают в течение 1-2 суток.

Для звезды 61 Cyg А аппроксимация наблюдаемой зависимости В(^) полем центрального диполя в предположении малых отклонений его оси от оси вращения дает угол наклона г = 33° и напряженность магнитного поля на полюсах звезды Н = 60 Гс. Однако обе указанные особенности фазовых кривых описываются моделью нецентрального диполя. Проведенная оценка показывает, что при сдвиге диполя на 0.15 Ä* от центра звезды в направлении к полюсу форма теоретической кривой оказывается близка к наблюдаемой. Заметим, что наблюдения 61 Cyg А соответствуют сдвигу в сторону южного полюса, а у £ Boo А - в сторону северного.

Отметим также, что те же авторы зарегистрировали глобальное магнитное поле у субгиганта G8 ß Aql с напряженностями от -14 Гс до +12.8 Гс при среднеквадратичной ошибке 3-4 Гс. Однако зависимость значений В (с/?) для этой звезды, вращающейся с периодом 52 дня, пока не выявлена.

Ш.4. Выводы главы III

Известно, что в поздних звездах большей светимости в хромосферных линиях (например, Ь и к Mg II) непосредственно наблюдается истечение хромосфер наружу, что приводит к формированию протяженных, достаточно холодных оболочек вокруг гигантов и сверхгигантов. Радио- и рентгеновские наблюдения дают определенные указания на присутствие значительного количества горячего вещества в окрестностях звезд типа И-Я СУп. В работе обращается внимание на то, что особенность в температурном распределении меры эмиссии может быть связана с истечением вещества. Для долгопериодической системы а Аиг (Капеллы) дана оценка квазистационарного истечения, предположительно формирующегося в поясе стримеров активного Е9 гиганта. Численное моделирование взаимодействия ветров в этой системе позволило описать наблюдательные данные при темпе потери массы, превышающем Ю-10 М© в год.

Недавно аналогичная особенность в распределении электронной плотности была обнаружена и изучена не только в случае Капеллы, но и у 24 других систем типа ИЗ СУп (8апг-Гогсас1а 2002). Было показано, что у более активных систем высокотемпературная часть (6-9 МК) выражена сильнее по сравнению с низкотемпературной частью, впервые обнаруженной на Капелле. Наблюдения свидетельствуют о том, что плазма с температурой 6-9 МК удерживается в гигантских петлях в коронах этих активных компонент Систем типа КБ СУп. Выяснилось также, что эта особенность мало чувствительна к мощным вспышкам, которые реально наблюдаются на рассматриваемых звездах.

В диссертации высказывается предположение, что в то время как низкотемпературная часть обсуждаемого максимума в распределении меры эмиссии связана с усиленным звездным ветром, его высокотемпературная часть обусловлена суммарным влиянием многочисленных слабых длительных вспышек. Скорее всего в коронах субгигантов происходят процессы, аналогичные динамическим вспышкам на Солнце, в которых велика роль постэруптивного выделения энергии. Эти процессы тесно связаны с крупномасштабными выбросами массы, и звезда теряет массу в течение всей динамической вспышки. По появившимся недавно наблюдательным данным о вспышечной активности на системах типа КБ СУп и используя аналогии с процессами на Солнце здесь проведена первая оценка темпа истечения, связанного с многочисленными нестационарными корональными процессами. Для активных систем типа КБ СУп эта величина может также достигать Ю~10 М® в год.

Таким образом, потеря массы субгигантами в системах типа ИБ СУп как за счет плотного низкоскоростного звездного ветра, так и из-за многочисленных нестационарных процессов в короне должна на 3-4 порядка превосходить потерю массы Солнцем.

Заключение

В диссертации рассмотрено несколько актуальных проблем солнечно-звездной физики, решение которых позволило конкретизировать общую идею о возможном влиянии на формировании активности не только локальных, но и крупномасштабных магнитных полей. Появление первых наблюдений глобальных магнитных полей поздних звезд стимулировало как проведение их первого анализа, так и выбор направлений новых исследований. Эффекты, связанные с существованием глобального (и крупномасштабного) магнитного поля звезды и приводящие к формированию таких образований как пояс стримеров в области магнитного экватора, корональные дыры и истекающих из них потоков звездного ветра, на некоторых звездах могут проявляться в гораздо большей степени, чем на Солнце.

Так, например, гигантские рентгеновские вспышки на поздних субгигантах двойных систем КБ СУп являются аналогом солнечных вспышек в комплексах активности, но при этом их полная энергия на 5-6 порядков превышает энергетику соответствующих солнечных событий. Это не позволяет рассматривать такие вспышки как результат эволюции локальных магнитных полей, а требует учета влияния крупномасштабного магнитного поля. Следует отметить, что помимо энергетических оценок, имеется еще несколько свидетельств того, что проанализированные в работе вспышки на субгигантах связаны с эволюцией именно крупномасштабных магнитных полей.

Существование крупномасштабных магнитных полей на активных поздних звездах, особенно субгигантах, вероятнее всего приводит к увеличению потери массы на несколько порядков величины по сравнению с Солнцем. Некоторые указания на это содержатся в рентгеновских и радионаблюдениях особенно с высоким пространственным разрешением или во время затмений, когда удается зарегистрировать излучение вне звездных корон. В диссертации обращается внимание на то, что особенность распределения меры эмиссии в области температур от 4 до 9 МК, обнаруженная при анализе спектров ББ СУп-систем в области крайнего ультрафиолета и мягкого рентгена, может использоваться для оценки темпа истечения вещества. Как рентгеновские и радиоданные, так и анализируемое здесь избыточное высокотемпературное излучение, указывают на существование двух компонент истечения плазмы из звездных корон: квазистационарного (ветер, возникающий, по-видимому, в поясе стримеров) и нестационарного, связанного с длительными вспышечными процессами в коронах. Суммарная величина потери массы активными поздними субгигантами оценивается значением > Ю-10 М0/год.

Необходимо подчеркнуть, что эта работа является первой конкретной разработкой новой идеи. Существует еще несколько интересных вопросов, непосредственно связанных с дальнейшим развитием этого направления:

1 - какие изменения следует внести в теорию динамо, чтобы адекватно отразить роль крупномасштабных магнитных полей в формировании активности;

2 - как связано крупномасштабное магнитное поле и активные долготы на Солнце и активных поздних звездах;

3 - как влияет возраст звезды на роль в формировании активности крупномасштабных магнитных полей по отношению к локальным.

Среди первых конкретных задач следует отметить необходимость наблюдения вращательной модуляции глобального магнитного поля позднего субгиганта ¡3 Ад1.

Автор благодарит своего научного руководителя д.ф.-м.н. В.Н.Обридко за интерес к теме исследования и помощь в выполнении работы, д.ф.-м.н. В.С.Птускина за обсуждение ряда научных проблем, к.ф.-м.н. К.В.Гетмана и к.ф.-м.н. И.В.Ананьева за содействие в решении некоторых вопросов.

Работа выполнена в рамках гранта РФФИ поддержки ведущих научных школ 00-15-9661.

1. Ананьев И.В., Обридко В.Н. // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.942

2. Бадалян О.Г., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 1992. Т.69. No 1. С. 138

3. Боярчук A.A., Бисикало Д.В., Кузнецов O.A., Чечеткин В.М. // Двойные звезды. / Под ред. А.Г.Масевич. М., 1997. С. 18

4. Веселовский И.С. // Геомагнетизм и аэрономия. 1996. Т.34. N 6. С.1

5. Гетман К.В., Лившиц И.М. // Известия РАН, серия физическая. 1998. Т.62. No 6. С.1255

6. Гетман К.В., Лившиц И.М. // Вестник МГУ. Серия 3. Физика. Астрономия. 1999. No 1. С.59

7. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.704

8. Гетман К.В., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2000. Т.77. С.295

9. К. де Ягер. Строение и динамика солнечной атмосферы. М.:1962. С.312-322

10. Ермаков Ф.А. // Физика солнечной активности. / Ред. Могилевский Э.И. М.: Наука. 1988. С.25

11. Косовичев А.Г., Попов Ю.П. // ЖВМ и МФ. 1979. Т.19. No 5. С.1253

12. Котов В.А., Северный А.Б. // Общее магнитное поле Солнца как звезды. Каталог 1968 1976 / Ред. Дубов Э.Е. М: МГК АН СССР. 1983.

13. Котов В.А., Ханейчук В.И., Цап Т.Т. // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.218

14. Лившиц И.М. // Труды конф. "Крупномасштабная структура солнечной активности". Пулково, 21-25 июня 1999. Санкт-Петербург, ГАО РАН. С.139

15. Лившиц И.М. "Вращательная модуляция общего магнитного поля Солнца" // Труды конф. "Солнце в период смены знака полярностей магнитного поля". 2001. Санкт-Петербург, ГАО РАН. С.241

16. Лившиц И.М., Лившиц М.А. // Астрон. журн. 2002. Т.79. No 4. С.364

17. Лившиц М.А., Бадалян О.Г., Белов A.B. // Астрон. журн. 2002. Т.79. No б (в печати)

18. Макаров В.И. // Солнечные данные. 1984. N 6. С.59

19. Макаров В.И., Фатьянов М.П. // Письма в Астрон. журн. 1982. Т.8. С.631

20. Молоденский М.М., Филиппов Б.П. Магнитные поля активных областей Солнца. М.: Наука. 1992

21. Обридко В.Н., Шельтинг Б.Д. // Астрон. журн. 2000. Т.77. С.124 и 303

22. Прилуцкий О.Ф., Усов В.В. // Астрон. журн. 1976. Т.53. No.l. С.6

23. Саванов И.С., Савельева Ю.Ю. // Астрон. журн. 1997. Т.74. С.919

24. Самарский A.A., Попов Ю.П. Разностные методы решения задач газовой динамики. М., 1992.

25. Северный А.Б. Некоторые проблемы физики Солнца. М.-.Наука. 1988. Глава 6.

26. Солнечная и солнечно-земная физика. М.: 1980.

27. Сомов Б.В., Сыроватский С.И. // в книге "Нейтральные токовые слои в плазме". М.: Наука. 1974. (Труды ФИАН. Т.74.) С.14

28. Степанов А.В.1996 Сомов Б.В., Сыроватский С.И. // Известия Главной астроном, обе. в Пулкове. N.211 С-Петербург:ГАО 1996. С.5

29. Тарасова Т.Н., Плачинда С.И., Румянцев В.И. // Астрон. журн. 2001. Т.78. С.550

30. Ханейчук В.И. // Астрон. журн. 1999. Т.76. С.385

31. Харшиладзе А.Ф., Иванов К.Г. // Геомагнетизм и аэрономия. 1994. Т.34. No 4. С.22

32. Шаттен К.Г. //в кн.: Наблюдения и прогноз солнечной активности. / Ред. П.Мак-Интош, М.Драйер. М.: Мир. 1976

33. Baliunas et al. // ApJ. 1995. V.438. P.269

34. Baliunas S.L., Vaughan A.H. // Ann.Rev.Aston.Astrophys. 1985. V.23. P.379

35. Betta R.M., Peres G., Reale F., Serio S. // Astron. Astrophys. Suppl. 1997. V.122. P.585

36. Brickhouse N.S. // Astrophysics in the Extreme Ultraviolet. /Eds. S.Bowyer, R.F.Malina. 1996. Dordrecht: Kluwer. P.105

37. Canfield R.C., Hudson H.S., McKenzie D.E. // Geophys.Res.Lett. 1999. V.26. P.627

38. Chertok I.M. // Solar Phys. 2001. V.198. P.367

39. Chertok I.M., Fomichev V.V., Gnezdilov A.A., Gorgutsa R. // Solar Phys. 2001. V.204. P.139

40. Cully S.L., Fisher G., Abbott M.J., Siegmund O.H.W. // Astrophys.J. 1994. V.435. P.449

41. Dempsey R.C., Linsky J.L., Fleming T.A., Schmitt J.H.M.M. // Asro-phys.J.Suppl. 1993. V.86. No 2. P.599

42. Dupree A.K. // 1986. Ann.Rev.Aston.Astrophys. V.24. P.377

43. Dupree A.K. // in: "Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun". ASP Conf. Ser. 1996. V.109. P.237

44. Dupree A.K. // in: "Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun". ASP Conf. Ser. 2001. V.223. P.333

45. Dupree A.K., Brickhouse N.S. // Stellar Surface Structure. (Poster Proc. IAU Symp. 176) / Ed. K.G.Strassmeier. 1995. Univ.of Vienna. P.190

46. Dupree A.K., Brickhouse N.S., Doschek G.A., Green J.C., Raymond J.C. // Astrophys.J. 1993. V.418. P.L41

47. Favata F., Schmitt J.H.M.M., Micela G., Reale F., Sciortino S. // Astron. and Astrophys. 2000. V.362. P.62848. // Feldman P.A. et al., Astron.J. 1978. V.83. P.1471

48. Forbes T.G., Acton L.W. // Astrophys. J. 1996. V.459. P.330

49. Graffagnino V.G., Wonnacott D., Schaeidt S. // Mon. Not. R. Astron. Soc. 1995. V.275. P.129

50. Güdel M., Linsky J.L., Brown A., Nagase F. // Astrophys. J. 1999. V.511. P. 404

51. Haisch B. // Irish AJ. 1986. V.17. P.200

52. Haisch B., Schmitt J.H.M.M. // Publ.Astr.Soc.Pacific. 1996. V.108. No.720. P.113

53. Haisch R., Strong K.T., Rodono M. // Ann.Rev.Aston.Astrophys. 1991. V.29. P.275

54. Haisch R., Rodono M.(eds.) // Solar and Stellar Flares. Dordrecht: Kluwer. 1989.

55. Hartmann L., Noyes R.W. // Ann.Rev.Aston.Astrophys. 1987. V.25. P.271

56. Hoeksema J.T. Solar Magnetic Field 1985 through 1990. Boulder: WCDA. 1991.

57. Hubrig S., Plachinda S.I., Hunsch M., Schroder K.-P. // A&A. 1994. Y.291. P.890

58. Johns-Krull C.M., Valenti J.A., Hatzes A.P., Kanaan A. // ApJ. 1999. V.510. P.L41

59. Katsova M.M. // Stellar Surface Structure. (Poster Proc. IAU Symp. 176) / Ed. K.G.Strassmeier. 1995. Univ.of Vienna. P.187

60. Katsova M.M., Drake J., Livshits M.A. // Astrophys. J. 1999. V.510. P.986

61. Katsova M.M., Shcherbakov A.G. // Astron.Astrophys. 1998. V.329. P. 1080

62. Kopp R.A., Pneuman G.W. // Solar Phys. 1976. V.50. P.85

63. Koutchmy S., Livshits M.A. // Space Sci.Rev. 1992. V.61. P.393

64. Kürster M. // Stellar Surface Structure. (Proc. IAU Symp. 176) / Eds. K.G.Strassmeier, J.L.Linsky. 1996. Dordrecht: Kluwer. P.477

65. Lafon J.-P.J., Berruyer N. // A&AR. 1991. V.2. P.249

66. Landstreet J.D. // A&AR. 1992. V.4. P.35

67. Lestrade J.-F. // Stellar Surface Structure. (Proc. IAU Symp. 176) / Eds. K.G.Strassmeier, J.L.Linsky. 1996. Dordrecht: Kluwer. P. 173

68. Linsky J.L., Andrielis C., Saar S.H. et al. // in: "Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun". ASP Conf. Ser. 1994. V.64. P.438

69. Linsky J.L., Wood B.E., Brown A., Osten R.A. // ApJ. 1998. V.492. P.767.

70. Livshits I.M. // Astronomical and Astrophysical Transactions. 2001. V.20. P.587

71. I.M.Livshits, M.A.Livshits // In: "Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton era" / Ed. F.Favata, J.Drake. Noordwijk, The Netherlands. 25-29 June 2001. 2002(in press)

72. Livshits I.M., Livshits M.A. // The 35th ESLAB Symposium "Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton era" Noordwijk, The Netherlands. 25-29 June 2001. Abstract Book. P.69

73. Maggio A., Pallavicini R., Reale F., Tagliaferri G. // Astron. and Astro-phys. 2000. V.356. P.627

74. Makarov V.l., Makarova V.V. // Synoptyc Solar Phys. ASP Conf.Ser. 1998. V.140. P.347

75. Makarov V.l., Sivaraman K.R. // Solar Phys. 1983. V.85. P.227

76. Makarov V.l., Sivaraman K.R. // Solar Phys. 1989. V.119. P.35

77. Makarov V.l., Tlatov A.G. // Proc. 9th European Meeting of Solar Physics. / Ed. Wilson A. 1999. P.125

78. Makarov V.l., Tlatov A.G., Obridko V.N. et al. // Solar Phys. 2001. V.198. P.409

79. Marcy G.W., Basri G.S. // Astrophys.J. 1989. V.345. P.480

80. McAllister A., Dryer M., Mcintosh P., Singer H. // J. Geophys. Res. 1996. V.101(A6). P. 13497

81. Mewe R. // A&AR. 1991. V.3. P.127

82. Mewe R., Kaastra J.S., Liedahl D.A. // Legacy. 1995. V.6. P.16

83. Obridko V.N., Shelting B.D. // Solar Phys. 1999. V.184. P.187

84. Osten R., Brown A. // Astrophys.J. 1999. V.515. P.746

85. Pallavicini R. // Astron.Astrophys.Rev. 1989. V.l. P.177

86. Pallavicini R., Tagliaferri G.//Palermo Astronomy Preprints. 1998. N 4. (The Activity X-ray Sky: Results from BeppoSAX and Rossi-XTE Symposium)

87. Pallavicini R., Tagliaferri G., Stella L. // Astron. Astrophys. 1990. V.228. P.403

88. D.Pease, J.J.Drake, V.Kashyap et al. // In: "Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton era" / Ed. F.Favata, J.Drake. Noordwijk, The Netherlands. 25-29 June 2001. (Poster book. P.74). 2002(in press)

89. Peres G., Rosner R., Serio S., Vaiana G.S. // Astrophys. J. 1982. V.252. P. 791

90. Plachinda S.I., Johns-Krull C.M., Tarasova T.N. // Odessa Astronomical Publications. 2001. V.14. P.219

91. Plachinda S.I., Tarasova T.N. // ApJ. 1999. V.514. P.402

92. Robinson R.D., Worden S.P., Harvey J.W. // 1980. ApJ. V.236. P.L155

93. Rosner R., Golub L., Vaiana G.S. // 1985. Ann.Rev.Aston.Astrophys. V.23. P.413

94. Saar S.H. // 1990. Proc. IAU Symp. N 138. / Ed. Stenflo J.H.

95. Sanz-Forcada J. // in: Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton Era. ASP Conf. Ser. / Eds. Favata F., Drake J. 2002 (in press)

96. Sanz-Forcada J., Dupree A.K., Brickhouse N.S. // in: Stellar Coronae in the Chandra and XMM-Newton Era. ASP Conf. Ser. / Eds. Favata F., Drake J. 2002 (in press)

97. Siarkowski M. // Monthly Notices Roy.Astron.Soc. 1992. V.259. P.453