Магнитные поля химически пекулярных звезд главной последовательности тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

РОМАНЮК ИОСИФ ИВАНОВИЧ

УДК 524.338 3-337

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЕЗД ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ

Специальность: 01.03.02 -астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Нижний Архыз 2004

Работа выполнена в Специальной Астрофизической Обсерватории Российской Академии Наук.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

профессор Ю.Н. Гнедин,

Главная Астрономическая Обсерватория РАН

доктор физико-математических наук, профессор В.В. Леушин.

Специальная Астрофизическая Обсерватория

доктор физико-математических наук, профессор, член-корреспондент РАН A.M. Черепащук,

Государственный Астрономический Институт им. Штернберга, МГУ

Ведущая организация: Казанский Государственный Университет

Защита состоится " ° & ** 2004 Г в "/О" часов

на заседании Диссертационного совета Д 002.203.01 при Специальной Астрофизической Обсерватории РАН по адресу: 369167 КЧР, Зеленчукский район, пос, Нижний Архыз.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке САО РАН.

Автореферат разослан " ^ " М ^еТШ. 2004 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета кандидат физ-мат. наук

Майорова Е.К.

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы

Магнетизм— широко распространенное явление в нашей Галактике и за ее пределами. Магнитные поля отвечают за генерацию различного рода вспышек, взрывов и других проявлений нестационарности астрономических объектов, благодаря им космические лучи удерживаются в Галактике. Исследование механизмов генерации и поддержания космических магнитных полей, а также их роли в эволюции звезд и галактик - одно из важнейших направлений исследований в современной астрофизике.

Астрономами были разработаны различные методы изучения магнетизма, получены прямые и надежные доказательства существования как крупномасштабных полей Галактики, так и локальных полей отдельных звезд. Наиболее надежным и эффективным способом изучения является анализ проявлений эффекта Зеемана методами спектрополяриметрии.

Настоящая работа посвящена магнитным полям химически пекулярных (СР) звезд. Это удобные, объекты для исследований: они обладают глобальными общими полями большой интенсивности, достаточно яркие, что позволяет проводить детальные и высокоточные исследования их спектров на крупных телескопах, что, в свою очередь, дает возможность выявлять различные закономерности в процессе взаимодействия плазмы и магнитного поля.

С другой стороны, СР-звезды обладают уникальными, парадоксальными свойствами. В то время, как на Солнце и во многих других объектах магнитные поля являются причиной различных взрывов и вспышек, то в случае СР звезд они играют стабилизирующую роль: для объяснения химических пекулярностей требуется, чтобы в стабильной, нетурбулентной атмосфере работал механизм диффузии, который может создать„за...миллионы лет

наблюдаемые пятна и другие аномалии

обеспечивать стабильность атмосферы должно магнитное поле !

Актуальность исследований звездных магнитных полей в астрофизике подчеркивается еще и тем, что оборудованием для измерения эффекта Зеемана оснащались все вступающие в строй крупнейшие телескопы мира. Так было в пятидесятые и шестидесятые годы 20 века (5-м телескоп Паломарской обсерватории и 3-м — Ликской), в семидесятые и восьмидесятые, когда магнитные наблюдения начались на б-м телескопе САО и 3.6-м в ESO (Чили). В 21 веке зеемановские наблюдения включены в программу работ крупнейших 8-м телескопов ESO VLT.

Но, несмотря на более чем полувековую историю исследований магнитных СР-звезд, в целом они все еще остаются плохо понимаемыми объектами. В первую очередь, не решена проблема происхождения их крупномасштабных полей. Теоретиками предложены различные варианты, но наиболее разработанными являются две конкурирующие гипотезы: 1) магнитное поле реликтовое, оно образовалось вместе со звездой из межзвездной среды, 2) в конвективном ядре СР-звезд работает механизм динамо, сгенерированное там поле выносится на поверхность и становится наблюдаемым [1].

Для решения проблемы происхождения важное значение имеет выяснение вопроса: существует ли какая-нибудь связь между магнитными полями отдельных звезд и крупномасштабным полем Галактики? Положительный ответ на него может оказаться весомым аргументом в пользу реликтовой теории, в то же вре мя трудно ожидать указанных связей в случае генерации поля механизмом динамо.

Ранее этот вопрос и не мог быть решаемым, так как того малого количества СР-звезд с измеренными полями было явно недостаточно для статистических исследований. Кроме того, практически все известные тогда магнитные звезды были ближайшими соседями Солнца, поэтому поиски связи со структурой Галактики были бы преждевременными. Возникла настоятельная необходимость поисков большого количества удаленных магнитных звезд,

особенно в различных скоплениях.

Для ответа на второй важнейший. вопрос—существует ли зависимость параметров магнитных полей (величины, топологии, пространственной ориентации.и др.) от фундаментальных параметров СР-звезд (массы, температуры, скорости вращения, возраста) и места расположения в Галактике— необходимо получить тщательно прописанные магнитные.кривые для большой выборки объектов..Наблюдаемые проявления результатов работы альтернативных механизмов образования магнитных полей различаются, что позволяет сделать выбор между ними.

Таким образом, мы формулируем новое научное направление — Исследование картины образования и эволюции магнитных полей СР- звезд путем наблюдательной проверки внешних проявлений работы альтернативных механизмов (динамо или реликтового) в виде зависимости величины и структуры магнитного поля от фундаментальных параметров указанных объектов и их пространственного распределения.

Цель работы

Основная цель работы — выяснение механизмов образования магнитных полей СР-звезд и их дальнейшей эволюции. Для ее достижения необходимо решить несколько задач.

• Разработать и внедрить на б-м телескопе однородную методику наблюдений и последующей редукции данных, позволяющую получать длительные ряды измерений магнитных полей звезд в единой системе, независимо от применяемых спектрографов и светоприемной аппаратуры. Для сравнения полученных данных с результатами других авторов, что особенно важно при измерениях магнитных полей очень медленных ротаторов, необходимо, чтобы наша система совпадала с международной и сохраняла стабильность на протяжении десятилетий.

• Найти критерии, позволяющие эффективно выделять потенциальных кандидатов в магнитные звезды. На обычных спектрах, получаемых в обзорных работах, проявления магнитного поля практически не видны. Наблюдения всех СР-звезд подряд с зеемановским анализатором с целью поиска у них магнитных полей неэффективны и нецелесообразны из-за нереально больших затрат наблюдательного времени. В качестве исходных данных предполагается использовать данные об аномалиях в распределении энергии в континууме СР-звезд.

• Провести комплексные наблюдения предварительно отобранных нами СР-звезд с целью обнаружения магнитных полей, выполнить мониторинг наиболее интересных из них для построения кривых изменений поля с фазой периода вращения. Особое внимание следует уделить СР-звездам — членам различных скоплений и ассоциаций. Провести исследование топологии и величины магнитного поля СР-звезд с известными периодами вращения с целью поиска связей между этими параметрами.

Для решения такой задачи необходимо построить кривые изменения продольного (Ве) и, если возможно, поверхностного поля с фазой вращения: от самых коротких периодов (Р=0.5 сут.), до самых длинных (годы и десятилетия). Систематическое выполнение такой задачи, особенно для звезд с периодом вращения более 1 года, требует длительных и однородных рядов наблюдений, что очень трудно сделать на больших телескопах, поэтому неизбежно проведения кооперативных работ.

• Свести в единую систему наши и все доступные в литературе оригинальные (часто разрозненные и подверженные влиянию различных инструментальных эффектов) наблюдения, оценить точность и достоверность каждого из них, отсеять ненадежные результаты. Составить каталог магнитных СР-звезд — приемлемый для статистических исследований ис-

точник сведений о магнитных полях и других параметрах СР-звезд.

• Сопоставить полученные нами параметры магнитных полей СР-звезд, имеющих разные возраста, массы, температуры и скорости вращения, с предсказываемыми теорией соотношениями между этими величинами, проявляющимися вследствие работы тех или иных механизмов образования и эволюции магнетизма СР-звезд.

Научная новизна работы

• Впервые проведены систематические поиски новых магнитных СР-звезд среди объектов с большими аномалиями в распределении энергии в континууме. Значимый сигнал поля зарегистрирован впервые у 51 CR звезды, еще у 10 получено его подтверждение. Мы нашли корреляцию между величиной фотометрических индексов, характеризующих степень аномальности континуума, и магнитным полем, слабой. Нами показано, что использование данных фотометрии эффективно для поисков новых магнитных звезд, однако заменять ими прямые зеемановские измерения не следует. Для объяснения указанной корреляции предлагается механизм магнитной интенсификации спектральных линий.

• Впервые предложена методика и выполнены спектрополяри-метрические наблюдения в области бальмеровского скачка с целью поиска вертикального градиента магнитного поля в атмосферах СР-звезд. Линии, расположенные по разные стороны от скачка, образуются на различных оптических глубинах, поэтому, измеряя их магнитное смещение, можно получить сведения о распределении поля с высотой в атмосфере звезды. Нами впервые получены зеемановские спектры в нестандартной для магнитных измерений области 3300-4000 А.

б

Указанный материал является уникальным и не имеет аналогов в мире: области до и после скачка регистрируются одновременно, что позволяет исключить многие инструментальные эффекты и повысить точность наблюдений. Мы впервые нашли увеличение поля с глубиной с изхмеримым градиентом у магнитной звезды а СУн, что указывает на существенное отличие его глобальной структуры от дипольной.

• Впервые поставлена задача и проведены систематические исследования магнитных полей у СР-звезд, имеющих разные периоды вращения. Мы проанализировали 90 магнитных кривых (из них 19 нами построены впервые) с целью поиска связи между топологией поля и скоростью вращения.

В частности, впервые получены, зеемановские спектры уни кальной СР- звезды HD 37776, анализ которых позволил прямо установить существование у нее магнитного поля сложной структуры и величиной более 70 кГс на поверхности. Магнитные поля звезд с периодом вращения более 1 года слабее, чем у более быстрых ротаторов, а наибольшими полями обладают объекты с периодами вращения от 5 до 10 суток. Всё СР-звезды с явно несинусоидальными магнитными кривыми являются быстрыми ротаторами. Впервые показано, что контраст между величиной поверхностного поля на магнитных полюсах и экваторе для быстрых ротаторов больше диполь-ного, а для медленных — меньше.

• Впервые найдено, что фотометрический индекс Да,, связанный с глубиной депрессии континуума на 5200 А, увеличивается с ростом периода вращения (в интервале температур 8000-11000 К), таким образом, степень аномальности континуума сильнее для медленных ротаторов.

• Впервые получены указания на то, что некоторые пространственно близко расположенные звезды имеют сходные ориентации магнитых диполей в пространстве.

Впервые найдено различие в знаках продольной компоненты поля магнитных звезд, расположенных в направлении локального спирального рукава Галактики и перпендикулярном ему.

Научная и практическая ценность работы

В ходе выполнения диссертационной работы на 6-м телескопе получен большой наблюдательный материал: около 2000 зеема-новских спектров и поляриметрических измерений более 100 СР-звезд, что составляет примерно 30% от всех магнитных измерений этих объектов, проведенных в мире за последние 25 лет. По своему качеству и точностным характеристикам он соответствует общепринятым стандартам и может быть использован как для определения магнитных полей, так и для исследований химического состава и других параметров С Р-звезд.

Мы разработали и применили на практике методику проведения наблюдений, их калибровки и привязки к международной системе, ее можно использовать в других обсерваториях в работах по изучению звездного магнетизма. Созданые нами программы для извлечения и обработки зеемановских спектров, полученных на б-м телескопе, могут быть применены при анализе данных с других инструментов.

Наши измерения постоянно включаются в различные базы данных, широко цитируются, используются как в различных кооперативных работах (например, при исследованиях вековой переменности магнитного поля), так и при построении магнитных моделей отдельных СP- звезд. Результаты нашего статистического анализа могут служить наблюдательной основой при изучении механизмов образования и эволюции СР-звезд.

Полученные в диссертации результаты могут быть использованы во всех научных учреждениях России, в которых ведутся исследования магнитных нолей звезд и исследования звездных ат-

мосфер: САО РАН, ГАО РАН, ИНАСАН, ГАИШ МГУ, кафедрах астрономии университетов Санкт-Петербурга и Казани, а также зарубежных обсерваториях и университетах.

На защиту выносятся

• Наблюдательный материал (более 2000 зеемановских спектров), полученный на 6-м телескопе, и результаты его обработки; методика калибровки и стандартизации данных, обеспечившая стабильность системы магнитных измерений САО, независимо от вида применяемых светоприемников, на протяжении 25-ти лет и ее соответствие международной.

• Результаты поисков новых магнитных СР-звезд: первое обнаружение поля у 51 объекта и достоверное его подтверждение у 10 звезд, заподозренных ранее в качестве магнитных. Корреляция между степенью аномальности распределения энергии в континууме и величиной магнитного поля на поверхности СР-звезд найдена слабой.

• Результаты исследований тонкой структуры магнитных полей нескольких CP-звезд, прямо указывающие на их сложную топологию. Наблюдения зеемановских спектров быстровра-щающейся гелиевой звезды HD 37776 дали неопровержимые доказательства существования у нее рекордно сильного для невырожденных звезд магнитного поля сложной недиполь-ной структуры, величиной до 70 кГс на поверхности. Обнаружена связь между расположением аномалий химсостава и топологией магнитного поля. Вывод о существовании измеримого вертикального градиента поля в атмосфере СР-звезды о?СУщ полученный из анализа Зееман-эффекта в линиях, образующихся на разной глубине в атмосфере, свидетельствующий о его сложной структуре.

• Результаты исследований параметров магнитных полей СР-звезд в зависимости от скорости их вращения, магнитные кривые для 19 объектов. Найдено, что среди звезд с известными периодами медленные ротаторы не обладают сильными полями, сложная структура наблюдается преимущественно у быстрых ротаторов, наибольшей величины эффективное магнитное поле достигают у СР-звезд с периодами вращения от 5 до 10 суток.

• Каталог магнитных СР-звезд, содержащий сведения о 240 объектах с надежно измеренными полями и результаты его исследования. Найдены соотношения между скоростью вращения, температурой и магнитным полем для различных групп CR-звезд. Показано, что внутри достаточно узких температурных интервалов фотометрические индексы, описывающие степень аномальности распределения. энергии в континууме, растут с увеличением периода вращения в каждом из них.

• Результаты исследований пространственного распределения и кинематики магнитных СР-звезд. Обнаружены различия в распределении реверсивных (меняющих знак продольной компоненты поля) и нереверсивных магнитных звезд: 1) доля нереверсивных среди звезд-членов скоплений в два раза выше, чем среди звезд поля; 2) их распределение в направлениях вдоль и поперек спирального рукава Галактики значимо различается.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Диссертация состоит из Введения, б Глав, Заключения и Приложения. Работа содержит 394 стр. основного текста, включая 35 рисунков, 133 таблицы и список литературы, состоящий из 533 наименований. В Приложении приведен Каталог магнитных

звезд объемом 126 стр., включая 309 таблиц. Общий объем работы — 520 страниц.

Во Введении рассмотрены актуальность проблемы, приведены цели работы, научная новизна и практическая ценность полученных при ее выполнении результатов, сформулированы основные положения, выносимые на защиту, приведен список публикаций по результатам, полученным в диссертации, указан личный вклад автора. Приведены также сведения об апробации работы. Результаты диссертации изложены в 60 основных публикациях.

Глава 1. Обзор литературы. Магнитные поля СР-звезд: методы диагностики и результаты изммерений

В Главе представлен обзор литературы. Приводится описание современного состояния проблемы. Особое внимание уделено работам российских ученых. Первый параграф — это Введение. Во втором рассматривается начальный период исследований звездного магнетизма, в частности история обнаружения поля на Солнце и звездах. Показано, что существенные новые достижения в области исследований звездного магнетизма всегда были связаны с внедрением новых методов наблюдений и анализа данных.

В третьем изложены основные положения теории эффекта Зе-емана, рассмотрены различные механизмы возникновения поляризации излучения астрономических объектов и основы теории переноса поляризованного излучения, дано определение параметров Стокса.

В параграфе 4 обсуждаются методы диагностики магнитных полей. Рассмотрены возможности измерения эффекта Зеемана у звезд разных типов, проведено исследование различных методов: неполяриметрических (для анализа холодных звезд с полями пя-тенной структуры), позиционных и поляризационных (для анализа продольной компоненты и поверхностного поля).

Изложены также корреляционные методы циркулярной и линейной поляриметрии, позволяющие эффективно "выделять" слабые сигналы в шумах и обнаруживать очень слабые магнит-

ные поля, широкополосной линейной* поляриметрии (для обнаружения поперечного Зееман-эффекта), а также Допплер-Зеемановского картирования, позволяющие проводить реконструкцию магнитного поля на поверхности звезды. Оценена точность каждого способа, приведены рекомендации по наиболее целесообразному и эффективному использованию каждого из них для тех или иных целей.

В пятом приведен обзор общих характеристик химически пекулярных звезд. Рассмотрены способы, выделения и классификации, частота встречаемости, методы анализа разных параметров. Приведены сведения о вращении, двойственности, различных видах переменности, а также о фундаментальных параметрах (массах, радиусах, температурах) и эволюционном статусе. Продемонстрированы различия между СР-звездами разных типов (немагнитными холодными Am и типа Л Boo, магнитными Ар и Вр, ртутно-марганцевыми и звездами с аномальными линиями гелия).

В параграфе б даны определения основных измеряемых параметров: эффективного, продольного, поверхностного и квадратичного магнитных полей. Приведены основные результаты измерений, отмечены группы исследователей, внесшие наибольший вклад в изучение магнетизма СР-звезд. Проведен анализ данных, полученных на разных телескопах, в частности, показано, что результаты, полученные на б-м телескопе САО РАН, соответствуют международным стандартам.

Рассмотрены свойства магнитных полей СР-звезд: геометрическая структура, распределение полей по величине, зависимость от вращения и других фундаментальных параметров, проблемы возникновения и эволюции, взаимодействие с окружающей средой.

В седьмом параграфе анализируется физика процессов формирования магнитных полей и их эволюции. Проведен обзор различных механизмов, показано, что наиболее разработаны: 1) реликтовая теория, в которой поле формируется из межзвездной

среды вместе со звездой, и 2) альтернативная — динамо в ядре, в которой магнитное поле непрерывно генерируется в конвективном ядре звезды, а затем всплывает на поверхность. Здесь же рассмотрена возможная связь магнитных полей CR звезд с полями белых карликов и нейтронных звезд.

Глава 2. Приборы и методика наблюдений, редукции и анализа магнитных полей на 6-м телескопе

В первом параграфе приведено краткое введение. В параграфе 2 описаны приборы, с помощью которых был получен наблюдательный материал, использованный в диссертации: ахроматические анализаторы круговой поляризации, магнитометр с интерферометром Фабри-Перо, водородный магнитометр, а также приборы нового поколения. Дан краткий обзор приборов, применяемых в других обсерваториях для измерений магнитных полей звезд. Подробно рассмотрена процедура позиционных измерений зеемановских спектров и фотоэлектрических измерений круговой поляризации в крыльях водородных линий и линий металлов, а также 4-х параметров Стокса (как в континууме, так и в линиях).

В третьем параграфе рассмотрены основные источники ошибок магнитных измерений: инструментальная поляризациия 6-м телескопа, неточности изготовления и юстировки анализатора поляризации, эффекты, возникающие при прохождении света через спектрограф и детектор. Описаны различные способы их учета и устранения. Нами предложен и реализован метод исключения инструментальных ошибок, основанный на наблюдениях хорошо изученных немагнитных и магнитных звезд. Приведены кривые продольной компоненты поля .Ве для 5-ти звезд, принятых в качестве стандартных.

В четвертом демонстрируется методика редукции данных и точность измерений магнитных полей. Описаны используемые нами программы обработки зеемановских спектров, показаны их возможности и эффективность. Проведено исследование точности наших спектрополяриметрических наблюдений. Показано, что при стандартных современных условиях наблюдений на Основ-

ном звездном спектрографе БТА достигается точность ±30 — 40 Гс, а на эшелле-спектрометре НЭС — порядка 10 Гс.

В параграфе 5 приведено краткое заключение, в котором указано, что созданная в обсерватории инструментальная база, и аппарат обработки позволяют получать высококачественные наблюдения магнитных звезд, соответствующие мировому уровню по точности и другим параметрам.

Глава 3. Новые магнитные СР-звезды

Глава посвящена методике отбора кандидатов, наблюдениям и результатам поисков новых магнитных звезд. В первом параграфе приведено краткое введение в проблему.

Во втором рассмотрены критерии отбора кандидатов в магнитные СР-звезды, основанные на данных среднеполосной фотометрии. Для поисков магнитных среди звезд кремниевых наиболее эффективно используется 2-параметр женевской системы или параметр Да Майтцена, а среди более холодных 8гСгБи звезд - другой индикатор — интенсивность детали на длине волны 5150 А. Все вышеупомянутые критерии базируются на аномальной депрессии в непрерывном спектре на 5200 А. Рассматриваются также и отдельные интересные звезды, у которых магнитное поле искалось на основании других соображений.

В параграфе 3 приведены таблицы измерений и комментарии к ним для 61 СР-звезды, положительный сигнал от продольной компоненты поля которых нами определен впервые. Обнаружено несколько звезд с очень сильными полями, величина у которых превосходит 3 кГс. Подробные сведения о каждом объекте с указанием литературных источников приведены в Приложении.

В четвертом выполнено исследование эффективности критериев отбора кандидатов в магнитные звезды. Для объектов с измеренными продольными и поверхностными полями мы получили хорошую корреляцию (г=0.83) между поверхностным полем В3 и максимальной величиной продольного поля . , что позволяет использовать последнюю величину в качестве реального индикатора поля на поверхности.

Корреляция между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднейолосной фотометрии, и измеренными по зеемановским спектрам, оказалась очень слабой. Это свидетельствует о том, что применение фотометрических критериев эффективно для поисков новых магнитных звезд, однако заменять ими прямые измерения зеемановских спектров не следует.

В параграфе 5 сделан вывод,что применяемая методика поиска является эффективной, она позволила нам обнаружить примерно 40-50 % всех новых магнитных звезд, найденных в мире за последние 25 лет. Для объяснения результатов наблюдений предлагается механизм магнитной интенсификации и поляризации спектральных линий[2,3].

Глава 4. Исследование зависимости величины и топологии магнитных полей СР-звезд от скорости их вращения

В Главе исследованы связи между магнитным полем и фундаментальными параметрами СР-звезд. Так как эти объекты находятся в узком интервале масс и температур, но имеют очень разные периоды (от долей суток до десятков лет), мы сочли целесообразным искать, в первую очередь, зависимость от скорости вращения.

В первом параграфе приведено краткое введение. Во втором рассмотрены медленные ротаторы — СР-звезды с периодами вращения более 25 суток. Как правило, для них имеются как измерения продольной компоненты поля , выполненные по зеема-новским сдвигам линий, так и поверхностного поля — по расщепленным компонентам (в случае, когда Ва больше 2 кГс). Этих данных достаточно для построения магнитной модели. Мы показываем, что для медленных ротаторов ось вращения и магнитная почти колинеарны. Отдельный интерес представляют очень медленные ротаторы — СР-звезды с периодом вращения более 300 суток. В результате кооперативных работ, выполненных с нашим участием, за последние 15 лет существенно (с 5 до 16) увеличен список таких объектов. Мы показали, что среди них нет звезд с магнитным полем более 3.3 кГс.

В третьем параграфе рассмотрены объекты с периодами вращения от 3-х до 25-ти суток. Магнитные модели таких звезд, в зависимости от величины могут быть построены как мето-

дом Допплер-Зеемановского картирования, так и способом, описанным выше. Для некоторых из них, обладающих сильными полями, применимы оба варианта. Мы рассмотрели магнитные модели около 20-ти объектов. Для большинства из них магнитная ось перпендикулярна к оси вращения (подтверждая результат Ландстрита и Матиса [4]), величины полей достигают наибольших значений среди всех С Р-звезд.

В параграфе 4 исследуются быстрые магнитные ротаторы — СР-звезды с периодом вращения менее 3-х суток. Магнитные модели этих объектов, за редким исключением, могут быть получены только на основании анализа поляризованных профилей линий методом Допплер-Зеемановского картирования. Мы провели наблюдения и построили модели нескольких объектов, при этом особое внимание уделено быстровращающейся (Р = 1.5 сут.) звезде с усиленными линиями гелия HD 37776. На основании измерений более чем 50-ти зеемановских спектров, равномерно распределенных по фазе периода вращения, мы нашли прямые доказательства существования очень сильного (величиной до 70 кГс) магнитного поля сложной структуры на ее поверхности. В спектре HD 37776 видны расщепленные зеемановские компоненты. Разными группами с участием автора было проведено моделирование поля. Ни одна из полученных моделей не может быть признана удовлетворительной в достаточной степени, однако сильное поле необходимо во всех из них. Найдены закономерности в распределении гелия и кремния по поверхности звезды в зависимости от направления силовых линий магнитного поля.

Пятый параграф посвящен исследованиям вертикальной структуры магнитного поля и стратификации элементов в атмосферах СР-звезд. Мы впервые получили высококачественный наблюдательный материал: зеемановские спектры с ахроматическим анализатором поляризации в области бальмеровского скачка. Линии

до и после скачка образуются на разных уровнях по высоте в атмосфере, поэтому появляется возможность выполнить исследование ее вертикальной структуры. Подробно рассмотрены наблюдения нескольких магнитных звезд, выполненных с фазой периода вращения на б-м телескопе на протяжении 20-ти лет. Показано, что, по крайней мере, для двух из них измеряется градиент поля значительно больше дипольного, свидетельствующий о сложной структуре поля. В то же время большой стратификации элементов не наблюдается.

В шестом проведен статистический анализ магнитной структуры СР-звезд. Сделан вывод, что для медленных ротаторов окту-польный компонент поля, который вводится как показатель контраста в величине поверхностного поля между экватором и полюсами такой, что поле на магнитных полюсах меньше дипольного, а ось диполя имеет малый угол наклона к оси вращения. Для быстрых ротаторов картина противоположная — магнитное поле больше дипольного на магнитных полюсах, при этом ось диполя перпендикулярна оси вращения.

Глава 5. Каталог магнитных СР-звезд. Исследование общих закономерностей и связей между магнитными полями и другими параметрами МСР-звезд

В Главе анализируются собственные и взятые из литературы сведения о магнитных полях СР-звезд, проведено их сравнение, позволившее отбросить ненадежные результаты. Таким образом, получен достаточно полный и однородный источник сведений, пригодный для статистического анализа связей между магнитными полями и другими параметрами СР-звезд.

В первом параграфе приведено краткое введение. Второй содержит каталог магнитных СР- звезд, насчитывающий 240 объектов, магнитные поля которых надежно существуют. В основной части диссертации помещена краткая таблица, содержащая данные об экстремальных значениях продольного Ве и поверхностного магнитных полей, а также ссылки на источники сведений. Подробный комментарий к отдельным звездам вынесен в Прило-

жсние.

В параграфе 3 собраны сведения о спектральном классе, типе пекулярности, блеске V, цвете (Б-У) и периоде вращения магнитных СР-звезд. Построены некоторые общие соотношения: распределение магнитных звезд по V и (Б-У), зависимость между величиной магнитного поля и периодом вращения, температурой и периодом и др. Показана необходимость раздельного изучения этих объектов по типам пекулярности.

В четвертом рассмотрены различные физические параметры звезд с аномальными линиями гелия. Звезды с усиленными линиями гелия (Не-г) представляют собой небольшую однородную группу МСР- звезд с температурой порядка 20000 К, периодом вращения 1.3 суток и магнитным полем порядка 2 кГс. Звезды с ослабленными линиями гелия (Не-мк) более разнородны. Мы отмечаем, что 16 из 17-ти Не^к звезд с периодом вращения менее 3 суток являются членами скоплений, в то же время более медленные ротаторы в основном являются звездами поля.

В параграфе 5 изучаются СР-звезды с аномалиями кремния типов . В целом, магнитные поля больше у звезд-членов

скоплений и у медленных ротаторов. Медленные ротаторы 51+ имеют наибольшую величину параметра среди СР звезд всех типов.

В шестом проведено исследование звезд с аномальными линиями стронция, хрома и европия. Как правило, это медленные и очень медленные ротаторы. Имеется тенденция к уменьшению величины поля с ростом периода вращения.

В седьмом проведено обобщение результатов, полученных в предыдущих параграфах, найдены некоторые статистические закономерности. Индекс растет с уменьшением температуры звезды и скорости ее вращения. Медленные ротаторы холоднее. В достаточно узких температурных интервалах величина систематически увеличивается с ростом периода вращения. Приведена выборка из 26 звезд с наиболее сильными полями, продольный компонент Ве которых в максимуме превышает 3 кГс. Только 2

объекта из 26-ти имеют период более 10 суток, а 23 из них с полем более 3.3 кГс имеют периоды менее 10 суток.

Глава 6. Пространственное распределение и кинематика МСР-звезд. Некоторые проблемы происхождения и эволюции

В Главе анализируются пространственное распределение и собственные движения магнитных СР-звезд. Для тех из них, где имеются модели магнитного поля, проведен поиск связей между величиной, структурой и пространственной ориентацией полей отдельных звезд и геометрией магнитного поля нашей части Галактики.

В первом параграфе приведено краткое введение. Во втором дано краткое описание выборки.

В третьем параграфе рассмотрено пространственное распределение магнитных СР-звезд. Составлена выборка реверсивных и нереверсивных СР-звезд, даны их определения. Показано, что в целом пространственное распределение не отличается от такового для нормальных А-звезд, однако имеют место некоторые особенности в расположении объектов с разными ориентациями магнитного диполя. В частности, значимо различается количество реверсиных и нереверсивных звезд с разными знаками поля в направлениях вдоль и поперек направления локального спирального рукава Галактики.

В параграфе 4 исследованы движения магнитных СР- звезд. В целом они соответствуют нормальным, но особенности, присущие пространственному распределению МСР-звезд, проявляются и в их кинематике: замечены коллективные различия в движении реверсивных и нереверсивных звезд разных знаков.

В пятом рассмотрены пространственно близкие звезды (расстояние между объектами не превышает 20 пс). Таких групп объектов найдено еще очень мало, поэтому преждевременно делать далеко идущие выводы. Тем не менее, основываясь на уже полученных данных, можно говорить о намечающейся тенденции: близкие звезды имеют близкие модели магнитного поля.

В заключительном шестом параграфе сделан краткий вывод о том, что получены первые указания на существование некоторой общей выстроенности магнитных осей у звезд-членов скоплений и у пространственно близких звезд. Это может служить указанием на существование общего фактора, влияющего на процессы происхождения и эволюции магнитных полей звезд, в качестве которого может служить напряженность и направление локального магнитного поля в исследуемой нами области Галактики.

Заключение

В Заключении содержатся основные выводы работы. Совокупность полученных нами наблюдательных данных позволяет подойти к решению проблемы возникновения и дальнейшей эволюции магнитных полей СР-звезд. Обе конкурирующие модели (динамо и реликтовая) объясняют только часть наблюдаемых данных и сталкиваются со значительными трудностями при попытках объяснения другой части. Все же наши данные поддерживают гипотезу реликтового происхождения магнитного поля СР-звезд. Об этом свидетельствует: отсутствие сильной зависимости величины магнитного поля от скорости вращения, существование сильных магнитных полей у очень медленных ротаторов — звезд с периодами вращения десятки лет, особенности пространственной ориентации магнитных осей звезд-членов скоплений, указывающие на их коллективное происхождение и возможную связь с локальным магнитным полем Галактики. Здесь же обсуждаются перспективы будущих наблюдений.

В Приложении помещены комментарии к отдельным звездам и таблицы магнитных измерений 240 объектов, входящих в наш каталог Магнитных СР-звезд.

Достоверность выводов, полученных в настоящей работе доказывается высоким качеством полученного наблюдательного материала, тщательным исследованием и исключением различных инструментальных ошибок, применением современных методов обрабоки, хорошей повторяемостью результатов при изучении периодических процессов, совпадением нашей системы измерений с

международной, большим опытом автора диссертации в области исследований звездных магнитных полей.

Результаты работы отражены в 60 публикациях общим объемом 485 страниц, 50 из публикаций написаны совместно с другими авторами.

Результаты диссертации изложены в следующих основных публикациях:

1. Глаголевский Ю.В., Козлова К.И., Копылов И.М., Кумайго-родская Р.Н., Лебедев B.C., Найденов И.Д., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Чунтонов ГА

Первые наблюдения магнитных полей звезд на 6-м телескопе. Письма в АЖ, 1978, т.З, п.11, с.500-503

2. Глаголевский Ю.В., Найденов И.Д.,Романюк И.И.,Чунакова Н.М.,Чунтонов ГА

Опыт применения ахроматического анализатора для измерений магнитных полей звезд на 6м телескопе.

Сообщения САО, 1978, вып. 24, с. 61-72

3. Горохов В.Л., Романюк И.И., Соколов В.В.

О поисках слабых линий в шумах неизвестного уровня. Сообщения САО, 1978, вып. 24, с. 73-79.

4. Романюк И.И.

О существовании радиального градиента магнитного поля в атмосферах магнитных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1980, т.12, с.3-15.

5. Глаголевский Ю.В., Чунтонов ГА., Найденов И.Д., Драбек СВ., Романюк И.И., Рядченко В.П., Борисенко А.Н.

Первые измерения магнитных полей звезд на фотоэлектрическом магнитометре 6м телескопа. Сообщения САО, 1979, вып. 25, с. 3-15.

6. Глаголевский Ю.В., Козлова К.И., Кумайгородская Р.Н., Лебедев B.C., Романюк И.И., Чунакова Н.М.

Исследование магнитпой звезды HD 215441. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1981, т.13, с. 3-8.

7. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Штоль В.Г., Бычков В.Д.

Поиск быстрой переменности магнитных звезд в ядре водородной линии Н7 . Астрофиз. исслед. (Изв. САО),

1981, т.13, с. 12-16.

8. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Найденов И.Д., Илиев И.Х., Романюк И.И., Штоль В.Г., Чунтонов ГА

О некоторых параметрах Ар звезды epsilon UMa. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1982, т.15, с.14-20.

9. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Илиев И.Х., Романюк И.И., Чунакова Н.М.

Поиски сильных магнитных полей звезд. Письма в АЖ,

1982, т. 8, п. 1, с.26-29

10. Страйжис В.Л., Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Романюк И.И.

Ртутно-марганцевая звезда с сильным покраснением. Письма в АЖ, 1982, т. 8, п.З, с.183-186.

11. Романюк И.И.

О возможном проявлении радиального градиента магнитного поля Ар звезды o?GVn.. Письма в АЖ, 1984, т.10,п.б, с.443-449

12. Романюк И.И.

О некоторых проявлениях магнитного усиления линий поглощения в спектрах пекулярных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1984, т.18, с.37-56

13. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Лебедев B.C., Романюк И.И.

Магнитное поле и другие параметры пекулярной звезды HD 119213. Астрофиз. исслед. (Изв. САО),1984, т. 18, с.57-63

14. Микулашек 3., Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Штоль В.Г., Бычков В.Д.

Магнитное поле Ар звезды CQ UMa (HD: 119213.

"Магнитные звезды", Труды б-го совещ.соц.стран, 1984, Са-ласпилс, с. 18-22

15. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Найденов И.Д. Бычков В.Д.

Об оценке магнитного поля HgMn звезды aAnd. Письма в АЖ, 1985, т.П, п.2, с.107-111.

16. Глаголевский Ю.В., Бычков В. Д., Романюк И. И., Чунакова Н.М.

Исследование средних поверхностных магнитных полей Ар звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1985, т.19, с.28-36

17. Штоль В.Г., Бычков В.Д., Викульев Н.А., Георгиев О.Ю., Глаголевский Ю.В., Драбек СВ.. Найденов И.Д., Романюк И.И.

Поляриметр-магнитометр для водородных линий. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1985, т. 19, с. 66-70

18. Романюк И.И. О возможной тонкой структуре магнитного поля химически пекулярных звезд a2CVn и РСгВ. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1986, т.22, с.25-39

19. Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1., Chunakova N.M.

The magnetic field and other parameters of the chemically peculiar stars. In:"Upper Main Sequence Stars with

anomalous abundances", (Proc. IAU Coll. n.90, Crimea) D.Reidel, 1986 p.33-36.

20. Romanyuk I.I.

Some structural feature of magnetic fields of the chemically peculiar stars ct2CVn and /3CrB. In:"Upper Main Sequence Stars with anomalous abundances", (Proc. IAU Coll. n.90, Crimea) D.Reidel, 1986 p. 359-363.

21. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Штоль ВТ.

Магнитные поля и другие параметры химически пекулярных звезд. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1986, т.23, с.37-57

22. Елькин В.Г., Глаголевский Ю.В., Романюк И.И.

Магнитное поле СР звезды 21 Per . Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1987, т.25, с.24-27.

23. Bychkov V.D., Gazhur E.B., Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Nazarenko A.F., Naidenov I.D., Romanyuk 1.1., Chuntonov G.A., Shtol V.G.

Instrumentation for measurement of stellar magnetic fields with the 6m telescope. In:"Magnetic stars" Proc. of Int. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij) Leningrad, Nauka, 1988, p.12-21.

24. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G.

First measurement of 4 Stokes parameters with the 6m telescope. In:"Magnetic stars" Proc. of Int. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij) Leningrad, Nauka, 1988, p.22-25.

25. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Piskunov N.E., Romanyuk I.I.

The estimation of 53 Cam magnetic field value by means ofspectral line widths analysis. In:"Magnetic stars", Proc. of

Int. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij) Leningrad,. Nauka, 1988, p.32-35

,26. Uiev I.Kh., Barzova. I.S., Glagolevskij Yu.V.. Bychkov V.D., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G.

Magnetic field measurements of the lambda Boo type stars: HD210418. In:"Magnetic stars", Proc. of Int. Conf., (eds:I.M.Kopylov and Yu.V. Glagolevskij) Leningrad, Nauka, 1988, p.32-35

27. Глаголевский Ю.В., Найденов И.Д., Романюк И.И., Штоль В.Г.

Поискслабыхмагнитныхполей. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1989, т.27, с.34-39

28. Ziznovsky J., Romanyuk I.I.

The magnetic variable star HR 6127. Bull. Astron. Ins. Czechoslovakia, 1990, v.41, p.118-123.

29. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G.

An attempt to measure the circular and linear polarisation within depressions at 5200 in two chemically peculiar stars: 53 Cam and 56 Tau. In:"Hot chemically peculiar and magnetic stars", 1990,Potsdam obs. contr., n.125, p.53-61.

30. Бычков В.Д., Елькин В.Г., Глаголевский Ю.В., Копылова Ф.Г., Найденов И.Д., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Штоль В.Г.

Магнитные поля и другие параметры химически пекулярных звезд. П. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1990, т.ЗО, с.78-82.

31. Gerth E., Scholz G., Glagolevskij Yu.V., Romanyuk I.I.

Magnetic field measurements of supergiant nu Сер. Astron. Nachr., 1991, v.312, p.107-111.

32. Романюк И.И.

О возможной тонкой структуре магнитного поля химически пекулярных звезд а2С^ и ¡ЗСгВ. И. Редкие земли. Астрофиз. исслед. (Изв. САО), 1991, т.ЗЗ, с.53-71

33. North. P., Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I.

Search for magnetic field in Bidelman's F Sr 4077 stars.

In:"Stellar magnetism", Proceed, of Int. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, p.51-53.

34. Kopylova F.G., Romanyuk I.I.

The extremely large complex magnetic field of the Herich star HD 37776. In:"Stellar magnetism", Proceed, of Int. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, p.54-56.

35. Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol.V.G.

Observation of four Stokes parameters in the continuum of the He-rich star HD 37776. In:"Stellar magnetism", Proceed, of Int. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, p.57-59.

36. Romanyuk I.I., Topilskaya G.P., Mikhnov O.A.

Investigation of distribution of chemical element abundances with depth in the atmospheres of»a2C Viin:" Stellar magnetism", Proceed, of Int. Conf., eds: Yu. V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 1992, S.Petersburg, p.76-84.

37. Romanyuk I.I.

Non-uniform spatial distribution of non-reversive CP stars. In:"Chemically peculiar and magnetic stars", 1994, eds: J. Zverko and J.Ziznovsky, Tatranska Lomnica, p.24-34

38. Romanyuk I.I.

Some problems of non-reversive CP stars. 1. Spatial distribution. Bull.Spec.Astrophys. obs., 1994, v.38, p.119-132

39. Глаголевский Ю.В., Елькин В.Г., Романюк И.И., Штоль В.Г.

Магнитная поле 21 Per. Письма в АЖ, 1995, т.21, п.З, с.190-194

40. Beskrovnaya N.G., Pogodin MA, Naidenov I.D., Romanyuk I.I.

Short-term spectral and Polarimetrie variability in the Herbig Ae star AB Aur as an indicator of the circumstel-

lar inhomogeneity. Astron. Astrophys. 1995, v.298, p.585-593.

41. Beskrovnaya N.G., Pogodin M.A., Naidenov I.D., Romanyuk I.I.

Inhomogeneities in the circumstellar envelope of AOe Herbig star AB Aur. Astrophys. and Spa.Sci., 1995, v.224, p. 429-433.

42. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D., Bohlender D.A.

The very strong magnetic field of the He-rich star HD 37776. In:"Stellar Surface Structure", Proceed, of IAU Symp. n.176, 1995, Wien, p.153-155

43. Wade G.A., Elkin V.G.,Landstreet J.D., Leroy J-L., Mathys G.,Romanyuk I.I.

The magnetic model of HD 192678. Astron. Astrophys., 1996, v.313, p.209-216.

44. Wade G.A., Bohlender D.A., Brown D.N., Elkin V.G., Land-street J.D., Romanyuk I.I.

The magnetic field and helium variation of the helium strong star HD 184927. Astron. Astrophys., 1997, v.320, p.172-176.

45. Romanyuk I.I.

The Zeeman effect in stellar spectra. In:"Stellar magnetic fields", 1997, eds: Yu.V.Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 11-25.

46. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D.

The very strong and complex magnetic field of the He-

strong star HD 37776. In:"Stellar magnetic fields", 1997, eds: Yu.V.Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p.101-106..

47. Romanyuk I.I. and Topilskaya G.P.

On possible stratification of chemical elements with depth in the atmospheres of CP stars . In:"Stellar magnetic fields", 1997, eds: Yu.V.Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p.170-175.

48. Wade G.A., Elkin V.G., Landstreet J.D., Romanyuk I.I.

The magnetic field geometry and rotational period of the

Bp star HD 200311. MNRAS, 1997, v.297, p.748-752.

49. Romanyuk 1.1., Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., WadeG.A.

Spectrum and magnetic variations of the remarkable helium-strong star HD 37776. 1. Observations and data reduction. Bull, of Spec. Astrophys. Obs., 1998, v.45, p.93-104.

50. Хохлова В.Л., Васильченко Д.В., Степанов В.В., Ромапюк И.И.

Опыт Допплер-Зеемановского картирования поверхности быстро вращающейся магнитной СР звезды HD 37776. Письма в АЖ, 2000, т.26, п.З, с.217-233.

51. Wade G.A., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., Mathys G., Ro-manyuk I.I.

Magnetic field geometries of two slowly rotating Ap/Bp stars: HD 12288 and HD 14437. Astron. Astrophys, 2000, v. 355, n.3, 1080-1086

52. Romanyuk I.I.

Magnetic chemically peculiar stars. 1. Catalogue. In:"Magnetic Field of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 2000, Moscow, 18-28

53. Kudryavtsev D.O., Romanyuk I.I.

Magnetic chemically peculiar stars. 2. Spatial distribution. In: "Magnetic Field of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 2000, Moscow, 28-50

54. Panchuk V.E., Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O.

Zeeman-spectroscopy on the echelle-spectrometer NES of the 6m telescope. In:"Magnetic Fields of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, 2000, Moscow, p. 75-83

55. Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Romanyuk, I.I.

HDE 343872 and BD -03.987 -new magnetic CP stars.

Bull, of Spec. Astroph. Obs., 2001, v.51, 81-83.

56. Romanyuk 1.1., Kudryavtsev D.O.

Cataloque of Magnetic CP stars: some preliminary analysis. "Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diagram", Santiago, Chile 15-18 January, 2001, ASP conf. series, v.248, pp.299-304

57. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.

Новые магнитные химически пекулярные звезды. Письма в АЖ, 2002, т.28, стр. 195-200

58. Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O., Chernova A.V.

Search for Chemical Stratification and Vertical Structure of Magnetic Field in CP stars using Balmer jump Region Spectra. In:"Modeling of Stellar Atmospheres", Proceedings of IAU Symposium n. 210. Edited by N. Piskunov, W.W. Weiss, and D.F.Gray.San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2003, D24, p. 1-4.

59. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.

Восемь новых магнитных звезд с большими депрессиями в континууме. Письма в АЖ. 2003, т.29, стр.455-460

60. Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.

Пространственное распределение магнитных СР звезд. Астрофизика, 2003, т.46, вып.2, стр.234-242

Личный вклад автора

Все вышеперечисленные публикации относятся ко времени работы автора в Группе и Лаборатории исследований звездного магнетизма С АО РАН. Основное направление его деятельности состояло в постановке наблюдательных программ на 6-м телескопе, выполнении наблюдений, исследовании параметров аппаратуры, обработке и анализе полученных данных.

В публикациях, выполненных с соавторами, личный вклад автора заключается в следующем:

публикации [1,2,3,5,6,7,8,10,15,16,31] — наблюдения и обработка данных;

публикации [17,23,40,41] — наблюдения;

публикации [9,21,24,28,29,34,35,36,42,43,46,47,49,50,51,57,58,59,60] — постановка задачи, наблюдения, обработка и анализ полученных данных. В остальных — вклад, равный вкладу других соавторов.

Апробация работы

Результаты диссертации докладывались автором на:

• астрофизических семинарах САО РАН, в ГАО РАН, ИНА-САН, КрАО, общегородском астрономическом семинаре в Санкт-Петербурге, научных семинарах в Астрономическом Институте Словацкой Академии Наук (Татранска Ломиица), Астрономическом Институте в Потсдаме (ГДР и ФРГ), в Университете Западного Онтарио (Канада);

• Международном совещании "Магнитные звезды!, Рига, апрель 1984;

• Коллоквиуме MAC N=90, Крымская обсерватория, май 1985;

• Международном совещании "Магнитные звезды", САО РАН, октябрь 1987;

• Международном совещании "Горячие химически пекулярные и магнитные звезды", Потсдам (ГДР), ноябрь. 1989;

• Всесоюзном совещании " Классические Ве звезды и звезды Ае/Ве Хербига", Алма-Ата, октябрь 1990;

• Международном совещании "Звездный магнетизм" САО РАН, сентябрь 1991;

• Международном совещании "Химически пекулярные и магнитные звезды", Татранска Ломница (Словакия), июнь 1993;

• Симпозиуме MAC n. 176 "Структура звездной поверхности", Вена (Австрия), октябрь 1995;

• Международном совещании "Магнитные поля звезд", САО РАН, май 1996;

• совещании Европейской рабочей группы по магнитным звездам, Вена, (Австрия), октябрь 1997;

• Международном совещании "Магнитные поля СР звезд и родственных им объектов", САО РАН, сентябрь 1999;

• Международном совещании "Магнитные поля на диаграмме Герцшпрунга-Рессела" Сант-Яго, Чили, январь, 2001;

• Симпозиуме MAC N=210 'Моделирование звездных атмосфер", Уппсала (Швеция), июнь, 2002;

• Международном совещании "Магнитные звезды", САО РАН, август 2003.

Цитируемая литература.

1. Moss D., 2001, In: :"Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickra-masinghe, ASP Conf. Series, v.248, 305

2. Долгинов A.3., Гнедин Ю.Н., Силантьев Н.А.,1979, Кн: "Распространение и поляризация излучения в космической среде", Москва, Наука, с. 1-423

3. Leroy J-L., 1962, Ann. Astrophys., v.25, 127

4. Landstreet J.D., Mathys G., 2000, Astron. Astrophys., v.359,213

Бесплатно

04- 1 5842

Отпечатано в Специальной астрофизической обсерватории РАН. 369167, Россия, Карачаево-Черкесия, нос.Нижний Архыз. Зак-К 155с Уч. изд. л.-2.0 Тираж 100

Введение

1. Обзор литературы. Магнитные поля СР звезд: методы диагностики и результаты измерений

1.1. Введение.

1.2. Начальный период исследований звездного магнетизма

1.2.1. Открытие явления расщепления спектральный линий во внешнем магнитном поле. Некоторые определения

1.2.2. Обнаружение магнитного поля на Солнце.

1.2.3. Обнаружение магнитных полей звезд.

1.3. Некоторые общие вопросы спектрополяриметрии. Эффект Зе-емана

1.3.1. Введение.

1.3.2. Основные определения поляриметрии.

1.3.3. Перенос поляризованного излучения.

1.3.4. Основные положения теории эффекта Зеемана.

1.3.5. Вычисления и определения эффективных факторов «Панде

1.4. Методы диагностики магнитных полей СР звезд.

1.4.1. Возможности обнаружения магнитных полей в звездах

1.4.2. Неполяриметрические измерения магнитных полей

1.4.3. Исследования продольных магнитных полей методами круговой поляриметрии в линиях.

1.4.4. Определение модуля среднего поля.

1.4.5. ЬЗБ-метод исследования магнитных полей.

1.4.6. Широполосная линейная поляриметрия.

1.4.7. Метод Допплер-Зеемановского картирования.

1.4.8. Выводы.

1.5. Общие сведения о химически пекулярных звездах.

1.5.1. Введение.

1.5.2. Частота встречаемости.

1.5.3. Выделение СР звезд и их классификация.

1.5.4. Вращение СР звезд. в 1.5.5. Двойственность.

1.5.6. Фотометрическая и спектральная переменность

1.5.7. Химический состав атмосфер СР звезд.

1.5.8. Пульсации СР звезд.

1.5.9. Фундаментальные параметры СР звезд.

1.7.2. Магнитное поле Галактики и формирование звезд . 117

1.7.3. Магнитные поля и структура протозвезд.117

1.7.4. Магнитные поля звезд верхней части ГП.119

1.7.5. Связь между полем белых карликов и нейтронных звезд 125

1.7.6. Обсуждение и заключение.126

2. Приборы и методика наблюдений, редукции и анализа магнитных полей на 6м телескопе 127 2.1. Введение.127

• 2.2. Приборы для измерений магнитных полей звезд на 6м телескопе 128

2.2.1. Анализаторы круговой поляризации.128

2.2.2. Анализаторы линейной поляризации.130

2.2.3. Магнитометр с интерферометром Фабри-Перо.131

2.2.4. Водородный магнитометр-спектрополяриметр.132

• 2.2.5. Приборы нового поколения, применяемые на 6м телескопе для измерений магнитных полей СР звезд . 135

2.2.6. Краткий обзор приборов для зеемановских измерений

СР звезд, применяемых в других обсерваториях . 136

2.2.7. Заключение.138

2.3. Источники ошибок магнитных измерений.139

2.3.1. Введение.139 в 2.3.2. Инструментальная поляризация телескопа.140

2.3.3. Инструментальные эффекты, возникающие в анализаторах поляризации.142

2.3.4. Инструментальные эффекты, возникающие в спектрографах .145

2.3.5. Наблюдения стандартных звезд как метод исключения

• инструментальных ошибок .147

2.3.6. Выводы.159

2.4. Редукция данных и точность измерений магнитных полей . . 160

2.4.1. Введение.160

2.4.2. Методика обработки спектрополяриметрических наблю

• дений .161

2.4.3. Программы обработки зеемановских спектров.163

2.4.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на ОЗСП и эшелле спектрометре НЭС .166

2.5. Заключение.171

•

3. Новые магнитные СР звезды 173

3.1. Введение.173

3.2. Критерии отбора кандидатов в магнитные СР звезды.175

3.2.1. Звезды с аномальной деталью на 5150 А.178

3.2.2. Отдельные интересные звезды.179

• 3.3. Новые магнитные СР звезды.182

3.3.1. Вводные замечания .182

3.3.2. Результаты поисков новых магнитных звезд.183

3.4. Исследование эффективности критериев отбора кандидатов в магнитные звезды.219

3.4.1. Введение.219

• 3.4.2. Соотношение между максимальной величиной продольного поля ВеХ1Г и средним поверхностным полем В5 . . 221

3.4.3. Соотношение между максимальной величиной продольного поля ВеХ1Г и полученной из моделирования величиной поля на полюсе диполя Дг.222

• 3.4.4. Соотношение между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднеполосной фотометрии, и измеренными по зеемановским спектрам.226

3.5. Выводы.227

Исследование зависимости величины и топологии магнитных полей СР звезд от скорости их вращения 229

4.1. Введение.229

4.2. Магнитные поля медленных ротаторов .232

4.2.1. Описание выборки.232

4.2.2. Магнитные модели медленных ротаторов.235

4.2.3. Построение корреляции между Ве(ро1аг) и В8(тах) . . 244

4.3. Магнитные поля быстрых ротаторов.247

4.3.1. Описание выборки.247

4.3.2. Индивидуальные звезды.247

4.3.3. Итоги моделирования.т.261

4.4. Очень быстрые ротаторы {Р < 3 суток) .263

4.4.1. Вводные замечания .263

4.4.2. НБ119213 = СС^ИМа.263

4.4.3. НБ 18296 = 21 Рег .266

4.4.4. НБ 37776 .267

4.5. Исследование вертикальной структуры магнитного поля и стратификации элементов в атмосферах СР звезд.285

4.5.1. Введение.285

4.5.2. Постановка задачи.286

4.5.3. Фотографические измерения радиального градиента магнитного поля, выполненные на 6м телескопе.288

4.5.4. ПЗС-наблюдения радиального градиента магнитного поля на 6м телескопе.292

4.5.5. Магнитное поле по линиям редкозмельных элементов . 297

4.5.6. Исследование стратификации химических элементов . . 301

4.6. Статистический анализ магнитной структуры СР звезд . 302

4.6.1. Введение.302

4.6.2. Сравнение моделей магнитных полей звезд, полученных разными способами.303

4.6.3. Статистическое изучение магнитных моделей.311

Каталог магнитных СР звезд. Исследование общих закономерностей и связей между магнитными полями и другими параметрами МСР звезд 318

5.1. Введение.318

5.2. Каталог магнитных СР звезд.319

5.3. Анализ физических свойств и параметров магнитных СР звезд 327

5.3.1. Общие параметры МСР звезд нашей выборки.327

5.3.2. Группы магнитных СР звезд.328

5.4. Параметры магнитных СР звезд с аномальными линиями гелия335

5.4.1. Звезды с усиленными линиями гелия .335

5.4.2. Звезды с ослабленными линиями гелия.336

5.5. Магнитные СР звезды с аномалиями кремния.340

5.5.1. Звезды с усиленными линиями кремния.340

5.5.2. Магнитные СР звезды Si-Ь .342

5.6. Магнитные звезды с аномалиями стронция, хрома и европия . 342

5.6.1. Звезды SrCrEu с периодами менее 3.3 суток.344

5.6.2. Звезды SrCrEu с периодами от 3.3 до 30 суток.345

5.6.3. Звезды SrCrEu с периодами от более 30 суток.345

5.6.4. го Ар звезды.347

5.6.5. Сравнение всех данных с периодом вращения.347

5.7. Поиски зависимостей от вращения.349

5.7.1. Статистика.349

5.7.2. Звезды с наиболее сильными магнитными полями . . . 351

5.8. Заключение.353

6. Пространственное распределение и кинематика MCP звезд.

Некоторые проблемы происхождения и эволюции 356

6.1. Введение.356

6.2. Описание выборки.357

6.3. Пространственное распределение MCP звезд.357

6.3.1. Реверсивные и нереверсивные звезды.357

6.3.2. Пространственное распределение магнитных звезд . . . 361

6.4. Движения магнитных звезд.364

6.5. Пространственно близкие магнитные звезды.367

Заключение 371

Список литературы 375

Приложение 395

Введение

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы.

Магнетизм — широко распространенное явление в нашей Галактике и за ее пределами. Магнитные поля отвечают за генерацию различного рода вспышек, взрывов и других проявлений нестационариости астрономических объектов, благодаря им космические лучи удерживаются в Галактике. Исследование механизмов генерации и поддержания космических магнитных полей, а также их роли в эволюции звезд и галактик - одно из важнейших направлений исследований в современной астрофизике.

Астрономами были разработаны различные методы изучения магнетизма, получены прямые и надежные доказательства существования как крупномасштабных полей Галактики, так и локальных полей отдельных звезд. Наиболее надежным и эффективным способом изучения является анализ проявлений эффекта Зеемана методами спектрополяриметрии.

Настоящая работа посвящена магнитным полям химически пекулярных (СР) звезд. Это удобные объекты для исследований: они обладают глобальными, общими полями большой интенсивности, достаточно яркие, что позволяет проводить детальные и высокоточные исследования их спектров на крупных телескопах, что, в свою очередь, дает возможность выявлять различные закономерности в процессе взаимодействия плазмы и магнитного поля.

С другой стороны —СР звезды обладают уникальными, парадоксальными свойствами. В то время, как на Солнце и во многих других объектах магнитные поля являются причиной различных взрывов и вспышек, в случае СР звезд они играют стабилизирующую роль: для объяснения химических пекулярностей требуется, чтобы в стабильной, нетурбулентной атмосфере работал механизм диффузии, который может создать за миллионы лет наблюдаемые пятна и другие аномалии химического состава. А обеспечивать стабильность атмосферы должно магнитное поле !!!

Важность исследований звездных магнитных полей в астрофизике подчеркивается еще и тем, что оборудованием для измерения эффекта Зеемана оснащались все вступающие в строй крупнейшие телескопы мира. Так было в 50-тые и 60-тые годы 20 века (5-м телескоп Паломарской обсерватории и 3-м - Ликской), в 70-тые и 80-тые, когда магнитные наблюдения начались на 6-м телескопе CAO и 3.6-м в ESO (Чили). В 21 веке зеемановские наблюдения включены в программу работ крупнейших 8м телескопов ESO VLT.

Но, несмотря на более чем полувековую историю исследований магнитных СР звезд, в целом они все еще остаются плохо понимаемыми объектами. В первую очередь — не решена проблема происхождения их крупномасштабных полей. Теоретиками предложены различные варианты, но наиболее разработанными являются две конкурирующие гипотезы: 1) магнитное поле реликтовое, оно образовалось вместе со звездой из межзвездной среды; 2) в конвективном ядре СР звезд работает механизм динамо, сгенерированное там поле выносится на поверхность и становится наблюдаемым.

Для решения проблемы происхождения важное значение имеет прояснение вопроса: существует ли какая-нибудь связь между магнитными полями отдельных звезд и крупномасштабным полем Галактики ? Положительный ответ на него может оказаться весомым аргументом в пользу реликтовой теории, в то же время трудно ожидать указанных связей в случае генерации поля механизмом динамо.

Ранее этот вопрос и не мог быть решаемым, так как того малого количества СР звезд с измеренными полями было явно недостаточно для статистических исследований. Кроме того, практически все известные тогда магнитные звезды были ближайшими соседями Солнца, поэтому поиски связи со структурой Галактики были бы преждевременными. Возникла настоятельная необходимость поисков большого количества удаленных магнитных звезд, особенно в различных скоплениях.

Для ответа на второй важнейший вопрос — существует ли зависимость параметров магнитных полей (величины, топологии, пространственной ориентации и др.) от фундаментальных параметров СР звезд (массы, температуры, скорости вращения, возраста) и места расположения в Галактике — необходимо получить тщательно прописанные магнитные кривые для большой выборки объектов. Наблюдаемые проявления результатов работы альтернативных механизмов образования магнитных полей различаются, что позволяет сделать выбор между ними.

Таким образом, мы формулируем новое научное направление - Исследование картины образования и эволюции магнитных полей СР звезд путем наблюдательной проверки внешних проявлений работы альтернативных механизмов (динамо или реликтового) в виде зависимости величины и структуры магнитного поля от фундаментаментальных параметров указанных объектов и их пространственного распределения. Цель работы.

Основная цель работы - выяснение механизмов образования магнитных полей СР звезд и их дальнейшей эволюции. Для ее достижения необходимо решить несколько задач.

• Разработать и внедрить на 6м телескопе однородную методику наблюдений и последующей редукции данных, позволяющую получать длительные ряды измерений магнитных полей звезд в единой системе, независимо от применяемых спектрографов и светоприемной аппаратуры. Для сравнения полученных данных с результатами других авторов, что особенно важно при измерениях магнитных полей очень медленных ротаторов, необходимо, чтобы наша система совпадала с международной и сохраняла стабильность на протяжении десятилетий.

• Найти критерии, позволяющие эффективно выделять потенциальных кандидатов в магнитные звезды. На обычных спектрах, получаемых в обзорных работах, проявления магнитного поля практически не видны. Наблюдения всех СР звезд подряд с целью поиска у них магнитных полей неэффективны и нецелесообразны из-за нереально больших затрат наблюдательного времени. В качестве исходных данных предполагается использовать данные об аномалиях в распределении энергии в континууме СР звезд.

• Провести комплексные наблюдения предварительно отобранных нами СР звезд с целью обнаружения магнитных полей, выполнить мониторинг наиболее интересных из них для построения кривых изменений поля с фазой периода вращения. Особое внимание следует уделить СР звездам - членам различных скоплений и ассоциаций. Провести исследование топологии и величины магнитного поля СР звезд с известными периодами вращения с целью поиска связей между этими параметрами. Для решения такой задачи необходимо построить кривые изменения продольного (Ве) и, если возможно, поверхностного поля (Вв) с фазой вращения: от самых коротких периодов (Р=0.5 сут) до самих длинных (годы и десятилетия). Систематическое выполнение такой задачи, особенно для звезд с периодом вращения более 1 года, требует длительных, однородных рядов наблюдений, что очень трудно сделать на больших телескопах, поэтому неизбежно проведения кооперативных работ.

• Свести в единую систему наши и все доступные в литературе оригинальные (часто разрозненные и подверженные влиянию различных инструментальных эффектов) наблюдения, оценить точность и достоверность каждого из них, отсеять ненадежные результаты. Составить каталог магнитных СР звезд - приемлемый для статистических исследований источник сведений о магнитных полях и других параметрах СР звезд.

• Сопоставить полученные нами параметры магнитных полей СР звезд, имеющих разные возраста, массы, температуры и скорости вращения с предсказываемыми теорией соотношениями между этими величинами, проявляющимися вследствие работы тех или иных механизмов образования и эволюции магнетизма СР звезд.

Научная новизна работы.

• Впервые проведены систематические поиски новых магнитных СР звезд среди объектов с большими аномалиями в распределении энергии в континууме. Значимый сигнал поля зарегистрировпервые впервые у 51 СР звезды, еще у 10 получено его подтверждение. Мы нашли корреляцию между величиной фотометрических индексов, характеризующих степень аномальности континуума, и магнитным полем слабой. Нами показано, что использование данных фотометрии эффективно для поисков новых магнитных звезд, однако заменять ими прямые зеемановские измерения не следует. Для объяснения указанной корреляции предлагается механизм магнитной интенсификации спектральных линий.

• Впервые предложена методика и выполнены спектрополяриметричес-кие наблюдения в области бальмеровского скачка с целью поиска вертикального градиента магнитного поля в атмосферах СР звезд. Линии, расположенные по разные стороны от скачка, образуются на различных оптических глубинах, поэтому измеряя их магнитное смещение можно получить сведения о распределении поля с высотой в атмосфере звезды. Нами впервые получены зеемановские спектры в нестандартной для магнитных измерений области 3300-4000 А. Указанный материал является уникальным и не имеет аналогов в мире: области до и после скачка регистрируются одновременно, что позволяет исключить инструментальные эффекты и повысить точность наблюдений. Мы впервые нашли увеличение поля с глубиной с измеримым градиентом у магнитной звезды а2СУп, что указывает на существенной отличие его глобальной структуры от дипольной.

• Впервые поставлена задача и проведены систематические исследования магнитных полей у СР звезд, имеющих разные периоды вращения. Мы проанализировали 90 магнитных кривых (из них 19 нами построено впервые) с целью поиска связи между топологией поля и скоростью вращения. В частности, впервые получены зеемановские спектры уникальной СР звезды ЕГО 37776, анализ которых позволил прямо установить существование у нее магнитного поля сложной структуры и величиной более 70 кГс на поверхности. Магнитные поля звезд с периодом вращения более 1 года слабее, чем у более быстрых ротаторов, а наибольшими полями обладают объекты с периодами вращения от 5 до 10 сут. Все СР звезды с явно несинусоидальнымы магнитными кривыми являются быстрыми ротаторами. Впервые показано, что контраст между величиной поверхностного поля на магнитных полюсах и экваторе для быстрых ротаторов больше дипольного, а для медленных - меньше.

• Впервые найдено, что фотометрический индекс Да, связанный с глубиной депрессии континуума на 5200 А, увеличивается с ростом периода вращения (в интервале температур 8000-11000 К), таким образом, степень аномальности континуума сильнее для медленных ротаторов.

• Впервые получены указания на то, что некоторые пространственно близко расположенные звезды имеют сходные ориентации магнитых диполей в пространстве. Впервые найдено различие в знаках продольной компоненты поля магнитных звезд, расположенных в направлении локального спирального рукава Галактики и перпендикулярном ему.

Научная и практическая ценность работы.

В ходе выполнения диссертационной работы на 6м телескопе получен большой наблюдательный материал: около 2000 зеемановских спектров и поляриметрических измерений более 100 СР звезд, что составляет примерно 30% от всех магнитных измерений этих объектов, проведенных в мире за последние 25 лет. По своему качеству и точностным характеристикам он соответствует общепринятым стандартам и может быть использован как для определения магнитных полей, так и для исследований химического состава и других параметров СР звезд.

Мы разработали и применили на практике методику проведения наблюдений, их калибровки и привязки к международной системе, ее можно использовать в других обсерваториях в работах по изучению звездного магнетизма. Созданые нами программы для извлечения и обработки зеемановских спектров, полученных на б-м телескопе, могут быть применены при анализе данных с других инструментов.

Наши измерения постоянно включаются в различные базы данных, широко цитируются, используются как в различных кооперативных работах (например, при исследованиях вековой переменности магнитного поля), так и при построении магнитных моделей отдельных СР звезд. Результаты нашего статистического анализа могут служить наблюдательной основой при изучении механизмов образования и эволюции СР звезд.

Полученные в диссертации результаты могут быть использованы во всех научных учреждениях России, в которых ведутся исследования магнитных полей звезд и исследования звездных атмосфер: CAO РАН, ГАО РАН, ИНА-САН, ГАИШ МГУ, кафедрах астрономии университетов Санкт-Петербурга и Казани, а также зарубежных обсерваториях и университетах.

На защиту выносятся.

• Наблюдательный материал (более 2000 зеемановских спектров), полученный на б-м телескопе, и результаты его обработки; методика калибровки и стандартизации данных, обеспечившая стабильность системы магнитных измерений CAO, независимо от вида применяемых светоп-риемников, на протяжении 25 лет, и ее соответствие международной.

• Результаты поисков новых магнитных СР звезд: первое обнаружение поля у 51 объекта и достоверное его подтверждение у 10 звезд, заподозренных ранее в качестве магнитных. Корреляция между степенью аномальности распределения энергии в континууме и величиной магнитного поля на поверхности СР звезд найдена слабой.

• Результаты исследований тонкой структуры магнитных полей нескольких СР звезд, прямо указывающие на их сложную топологию. Наблюдения зеемановских спектров быстровращающейся гелиевой звезды HD 37776 дали неопровержимые доказательства существования у нее рекордно сильного для невырожденных звезд магнитного поля сложной, недипольной структуры, величиной до 70 кГс на поверхности. Обнаружена связь между расположением аномалий химсостава и и топологией магнитного поля. Вывод о существовании измеримого вертикального градиента поля в атмосфере СР звезды a2CVn, полученный из анализа Зееман-эффекта в линиях, образующихся на разной глубине в атмосфере, свидетельствующий о его сложной структуре.

• Результаты исследований параметров магнитных полей СР звезд в зависимости от скорости их вращения, магнитные кривые для 19 объектов. Найдено, что среди звезд с известными периодами медленные ротаторы не обладают сильными полями, сложная структура наблюдается преимущественно у быстрых ротаторов, наибольшей величины эффективное магнитное поля достигает у СР звезд с периодом вращения от 5 до 10 суток.

• Каталог магнитных СР звезд, содержащий сведения о 240 объектах с надежно измеренными полями, и результаты его исследования. Найдены соотношения между скоростью вращения, температурой и магнитным полем для различных групп СР звезд. Показано, что внутри достаточно узких температурных интервалов фотометрические индексы, описывающие степень аномальности распределения энергии в континууме, растут с увеличением периода вращения в каждом из них.

• Результаты исследований пространственного распределения и кинематики магнитных СР звезд. Обнаружены различия в распределении реверсивных (меняющих знак продольной компоненты поля) и нереверсивных магнитных звезд: 1) доля нереверсивных среди звезд-членов скоплений в два раза выше, чем среди звезд поля; 2) их распределение в направлениях вдоль и поперек спирального рукава Галактики значимо различаются.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ.

Диссертация состоит из Введения, 6 Глав, Заключения и Приложения.

Выводы. Звезды с усиленными линиями гелия представляют собой небольшую, однородную группу МСР звезд с Те порядка 20000 К, периодом вращения 1.3 сут, магнитным полем порядка 2 кГс. Любопытно отметить, что исследованнные нами Не-г МСР звезды имеют продольный компонент магнитного поля в основном отрицательной полярности, особенно это заметно для звезд в Орионе. У всех звезд типа Не-г гелий концентрируется на магнитных полюсах, причем концентрация сильнее на более сильном полюсе, а значит на полюсе (—) для наших 8 звезд. Почти для всех звезд построены магнитные модели.

Список звезд Не-г и их физические параметры представлены в Таблице 5.5.

Анализ моделей магнитных полей показывает отсутствие преимущественной ориентации оси диполя к оси вращения: углы (3 имеют как большие (80°), так и малые (около 0) значения.

5.4.2. Звезды с ослабленными линиями гелия

В нашей выборке содержится 32 магнитных звезды с ослаблеными линиями гелия. 25 из них являются членами различных скоплений (в основном в Орионе и Скорпионе-Центавре). Для 26 объектов определены периоды вращения: 17 имеют короткие периоды от 0.6 до 3 сут, 6 — от 3 до 10 сут и 3 — от 11 до 22 сут. Как и в предыдущем случае, разделим нашу выборку звезд Не-ч^к на 2 группы: быстрые (менее 3 суток) и медленные (более 3-х суток) ротаторы.

Выборка быстрых ротаторов Не-\ук приведена в Таблице 5.6, источники данных о периоде, членстве в скоплениях и эффективных температурах те же, что и ранее, классификация по пекулярностям Рес взята из работы [24].

Итоги работы

Для достижения основной цели - выяснения механизмов образования магнитных полей СР звезд и их дальнейшей эволюции, мы изучили большую группу этих объектов, провели анализ моделей их магнитных полей и особенностей распределения в Галактике.

Несмотря на полвека исследований, магнитные СР звезды обнаруживаются трудно, Имеющегося количества объектов (около 120 в 1975 г.) было недостаточно для проведения комплексных статистических исследований. Одна из главных причин - отсутствие различий в спектрах магнитных и немагнитных звезд, регистрируемых с низким (классификационным) разрешением.

Мы зарегистрировали более 2000 зеемановских спектров на 6м телескопе, что составляет примерно треть всех данных о магнитных полях, полученных в мире за последние четверь века. Наша методика калибровки и стандартизации обеспечивает стабильность системы магнитных измерений CAO, независимо от вида применяемых светоприемников и ее соответствие международной.

Нам удалось найти эффективные критерии отбора кандидатов, основанные на анализе особенностей в распределении энергии в континууме. Это позволило нам обнаружить около 60 новых магнитных звезд. Большинство из них относительно слабые и далекие объекты, некоторые являются членами скоплений. Мы продвинулись от типичных расстояний 100-200 пс ( звезды 6-7 величины, наблюдения которых проводились в прошлом веке) до 500-600 пс (в настоящее время наблюдаются объекты 9-10 звездной величины), часть из них на расстояниях 1 кпс и более.

Мы исследовали зависимость параметров магнитных полей СР звезд от скорости вращения. Очевидно, что если поле генерируется динамо-механизмом, то влияние вращения должно быть заметным, если оно реликтовое - то нет причин для возникновения такой зависимости. Мы проанализировали магнитные конфигурации около 90 СР звезд, особое внимание уделено очень быстрым и очень медленным ротаторам. В отличие от более ранних работ, в которых поле принималось дипольным, а исследовалась лишь статистика углов наклона между осью магнитного диполя и осью вращения, мы проанализировали проблему зависимости конфигурации поля от вращения.

Нами найдены достоверные доказательства существования недипольной структуры у ряда магнитных звезд (например сверхсильного поля сложной топологии у быстровращающейся гелиевой звезды НБ 37776 или поля с измеримым вертикальным градиентом в атмосфере СР звезды а2СУп).

Вместе с другими обсерваториями мы провели многолетний мониторинг достаточно большой выборки, что позволило получить кривые переменности магнитного поля 16 очень медленных ротаторов (звезд с периодом вращения более года). Ранее было известно всего 5 таких объектов. Хотя поле у них и меньше, чем у быстрых ротаторов, магнетизм таких звезд не может быть объяснен посредством динаио-теории.

Найдено, что сложная структура наблюдается преимущественно у быстрых ротаторов, наибольшей величины магнитные поля достигают у СР звезд с периодами вращения от 5 до 10 суток. Однако зависимость величины поля от периода значительно слабее, чем ожидаемая при работе механизма динамо. Существенные отклонения от дипольного поля имеют, как правило, молодые звезды. Простая конфигурация поля старых звезд является дополнительным аргументом в пользу отсутствия генерации магнитного поля во время жизни звезды на ГП.

Мы нашли также, что у одиночных СР звезд с хорошими магнитными моделями, медленные ротаторы (с периодом более 25 суток) имеют октуполь-ную компоненту, указывающую на уменьшение контраста поля Ва между магнитным экватором и полюсами. Напротив, для быстрых ротаторов В3 на полюсах больше, чем необходимо при дипольной модели поля. Для двойных звезд такой эффект не заметен.

Нами составлен Каталог магнитных СР звезд, содержащий сведения о 240 объектах с надежно измеренными полями и проведено его исследования. Найдены соотношения между скоростью вращения, температурой и магнитным полем для различных групп СР звезд. Показано, что внутри достаточно узких температурных интервалов, фотометрические индексы, описывающие степень аномальности распределения энергии в континууме, растут с увеличением периода вращения в каждом из них.

Мы исследовали пространственное распределение и кинематику магнитных СР звезд. Обнаружены различия в распределении реверсивных (меняющих знак продольной компоненты поля) и нереверсивных магнитных звезд: 1) доля нереверсивных среди звезд-членов скоплений в два раза выше, чем среди звезд поля; 2) их распределение в направлениях вдоль и поперек спирального рукава Галактики значимо различаются.

Совокупность полученных нами наблюдательных данных позволяет подойти к решению проблемы возникновения и дальнейшей эволюции магнитных полей СР звезд. Обе конкурирующие модели (динамо и реликтовая) объясняют только часть наблюдаемых данных и сталкиваются со значительными трудностями при попытках объяснения другой части.

Все же наши данные поддерживают гипотезу реликтового происхождения магнитного поля СР звезд. Об этом свидетельствует: отсутствие сильной заг висимости величины поля от скорости вращения, существование сильных магнитных полей у очень медленных ротаторов - звезд с периодами вращения десятки лет, особенности пространственной ориентации магнитных осей звезд-членов скоплений, указывающие на их коллективное происхождение и возможную связь с локальным магнитным полем Галактики.

Перспективы

Нам представляется, что в ближайшее время следует ожидать существенного продвижения в области исследований магнетизма СР звезд. Ожидаемый прорыв связан с внедрением новой техники: во-первых начались магнитные наблюдения на 8м телескопах ESO в Чмли, существенно улучшилась инструментальная база и на 6м телескопе CAO, что позволяет расширить наши возможности.

На крупнейших телескопах мира несомненно будут проводиться массовые поиски магнитных СР звезд в скоплениях и ассоциациях разного возраста. Особенно важно выявить там слабые холодные SrCrEu звезды и сравнить их магнитную структуру со структурой объектов поля. При успешной реализации такого проекта будут построены магнитные модели звезд, расположенным на разных расстояниях и направлениях от Солнца, что позволит исследовать связи между полем локальной области Галактики и магнетизмом индивидуальных объектов. Будет создана прочная наблюдательная база для построения теории происхождения и эволюции магнитных полей СР звезд.

Второе направление, в котором ожидается существенный прогресс - это исследование физики процессов, происходящих в атмосферах магнитных звезд, в частности, механизмов образования аномалий химического состава и их связи с конфигурацией магнитного поля.

Разработанные в последние годы методы Допплер-Зеемановского картирования (например, Н.Е. Пискуновым) позволяют построить карты распределения химсостава и магнитного поля без каких-либо предварительных допущений. Необходимо получить наблюдательный материал очень высокого качества для нескольких десятков звезд: I,Q.U,V -спектры с высоким разрешением и отношением С/Ш с хорошим покрытием по фазе периода для каждой звезды.

Такая программа начала реализовываться на 6м телескопе CAO. Следует ожидать, что после ее завершения мы сможем понять важные детали физики процессов, происходящих в атмосферах звезд с магнитными полями и особенностей энерговыделения. По современным представлениям атмосферы магнитных СР звезд очень стабильны и в них происходят процессы диффузии. Эффект очень слабый, но за миллионы лет может возникнуть наблюдаемая сепарация атомов (в виде пятен химического состава). Проверка работоспособности этого физического механизма - одна из важных целей этой программы.

В более отдаленной перспективе, с развитием интерферометрических методов наблюдений в оптическом дипазоне, можно ожидать пространственного разрешения дисков магнитных СР звезд и прямого наблюдения пятен химического состава и конфигурации магнитного поля. Но для этого нужны интерферометры с базой не менее 1 км.

Благодарности

Настояшая работа выполнялась на протяжении четверти века в Специальной астрофизической обсерватории РАН. Автор пришел в 1975 г в уже сложившуюся команду исследователей и на протяжении многих лет имел возможность работать с ведущими специалистами страны.

Особо хотелось-бы отметить своих учителей. Юрий Владимирович Глаго-левский создал группу по исследованию звездного магнетизма, под его руководством были изготовлены приборы для измерений магнитных полей звезд, позволившие обсерватории стать одним из ведущих наблюдательных центров мира в области звездного магнетизма.

Недавно ушедшие от нас Иван Михеевич Копылов и Вера Львовна Хох-лова многое сделали для моего становления, как научного работника. Они всегда служили образцом того, как надо добросовестно относиться к своей работе и отвергать всякую халтуру в науке.

Выражаю свою глубокую благодарность коллегам, в разное время работавшим в Группе и Лаборатории исследований звездного магнетизма: Г.А. Чунтонову, И.Д., Найденову, В.Г. Штолю, В.Д. Бычкову, В.Г. Елькину, Д.О. Кудрявцеву, К.И. Козловой, Н.М. Чунаковой, Ф.Г. Копыловой - за плодотворную совместную работу на телескопе во время наблюдений и при обработке данных. Именно коллективными усилиями сотрудников нашей Лаборатории создавался авторитет магнитной школы С АО.

Я искренне благодарен специалистам-звездникам САО: Ю.Ю. Балеге, Н,Ф. Войханской, В.Г. Клочковой, Л.И. Снежко, В.Е. Панчуку, С.Н. Фабрике, Е.Л. Ченцову - за содействие в выполнении представляемой работы и ее обсуждение.

Выражаю свою глубокую признательность администрации и многим сотрудникам CAO РАН, без поддержки и благожелательного отношения которых данная диссертация не могла быть подготовленной.

Благодарю также Н.Е. Пискунова, Т.А. Рябчикову, Дж. Ландстрита за полезные дискуссии, А.Ф. Максимова и студента Е.А. Семенко - за помощь в оформлении диссертации, а свою супругу Ирину Борисовну Романюк - за многолетнее терпение и понимание.

1. Антропов Ю.Ф., 1972, В сб., Новая техника в астрономии, под. ред. H.H. Михельсона, вып.4, с.75.

2. Асланов И.А., Рустамов Ю.С., 1975, Письма в АЖ, т.1, с.212.

3. Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф.А., Галазутдинов Г.А., Саванов И.С., Савельева Ю.Ю., 1998, Астрон. Ж., т.75, 362

4. Ворисенко А.Н., Рядченко В.П., Маркелов C.B., 1991, Препринт CAO, п.76

5. Боярчук A.A., Ефимов Ю.С., Степанов В.Е., 1960, Изв. КрАО, т.24, с.52

6. Боярчук A.A., Саванов И.С., 1985, Изв. КрАО, т.70. 57

7. Боярчук A.A., Саванов И.С., 1985, Изв. КрАО, т.74. 49

8. Бэбкок Х.У., 1967, в кн. "Методы Астрономии" под ред. В.А. Хилтнера, Москва, Мир, с. 100

9. Васильченко Д.В., Степанов В.В., Хохлова В.Л., 1996, Письма в АЖ, т.22, 924.

10. Велау В., Райе Дж., Пискунов Н.Е., Хохлова В.Л., 1982, Письма в АЖ, т. 8, 30

11. Галазудинов Г.А., 1992, Препринт CAO, п. 92

12. Глаголевский Ю.В.1966, кандидатская диссертация, Алма-Ата

13. Глаголевский Ю.В., Рылов B.C., Чунтонов Г.А., Щеглов П.В., 1975, Новая техника в астрономии, т. 5, с. 7.

14. Глаголевский Ю.В., Козлова К.И,Копылов И.М.,Кумайгородская Р.Н., Лебедев B.C., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Чунтонов Г.А., 1977, Письма в АЖ, т.З, С.500

15. Глаголевский Ю.В., Найденов И.Д., Романюк И.И., Чунакова Н.М., Чунтонов Г.А., 1978, Сообщ. CAO, вып.24, с.61.

16. Глаголевский Ю.В., Чунтонов Г.А., Найденов И.Д., Романюк И.И., Рядченко В.П., Борисенко А.Н., Драбек C.B., 1979, Сообщ. CAO, вып.25, с.5.

17. Глаголевский Ю.В.,Козлова К.И.,Кумайгородская Р.Н.,Лебедев B.C., Романюк И.И., Чунакова Н.М., 1981, Астрофиз. исслед.(Известия CAO),т. 13, с. 3.

18. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Романюк И.И., Илиев И.Х., Чунакова Н.М., 1982, Письма в АЖ, т.8, с.26

19. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Илиев И.X.,Найденов И.Д., Романюк И.И., Штоль В.Г., Чунтонов .А., 1982 Астрофиз. исслед.(Изв САО),т.15, 14.

20. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Романюк И.И., Найденов И.Д., 1985а, Письма в АЖ, т.11,п.2,с.Ю7

21. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И.,Бычков В.Д.,Лебедев B.C., 1984, Астрофиз. исслед (Изв. CAO), т.18, с. 57.

22. Глаголевский Ю.В., Пискунов Н.Б., Хохлова B.JL, 1985, ПАЖ, т.11, 371,

23. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Бычков В.Д., Чунакова Н.М., 1985, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.19, с.28.

24. Глаголевский Ю.В. и Чунакова Н.М., 1985, Изв.САО, т.19, с. 37

25. Глаголевский Ю.В., Чунакова Н.М., 1985, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.20, с. 37

26. Глаголевский Ю.В., Бычков В.Д., Найденов И.Д., Романюк И.И., 1985, Письма в АЖ, т.11, 107.

27. Глаголевский Ю.В., Чунакова Н.М., 1986а, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.22, с. 39

28. Глаголевский Ю.В., Клочкова В.Г., Копылов И.М.,1987, Аст-рон.Ж.,т.64,360

29. Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Найденов И.Д., Штоль В.Г., 1989, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), с.34,

30. Глаголевский Ю.В., Елькин В.Г., Романюк И.И., Штоль В.Г. 1995, Письма в АЖ, т.21, 190.

31. Гнедин Ю.Н., Долгинов А.З., Силантьев H.A., 1972, Астрон. Ж., т.49, 689

32. Гнедин Ю.Н., Силантьев H.A., 1976, т.53, Астрон. Ж.,п.2, 338.

33. Гнедин Ю.Н., Редькина Н.П., 1984, Письма в АЖ, т.Ю, 613

34. Гнедин Ю.Н., Погодин М.А., 1985, Письма в АЖ, т.11, 37

35. Гончарский A.B., Рябчикова Т.А., Степанов В.В., Хохлова B.JL, Ягола А.Г., 1983, Астрон. Ж., т. 60, 83

36. Гончарский A.B., Черепащук A.M., Ягола А.Г., 1978, "Численные методы решения обратных задач астрофизики", М. Наука.

37. Гончарский A.B., Черепащук A.M., Ягола А.Г., 1985, Кн: "Некорректные задачи астрофизики", Москва, Наука, 1-350.

38. Долгинов А.З., Митрофанов А.Г., 1977, Астрон. Ж., т.54, с. 1259

39. Долгинов А.З., Гнедин Ю.Н., Силантьев H.A.,1979, Кн: "Распространение и поляризация излучения в космической среде", Москва, Наука,с. 1-423

40. Елькин В.Г., Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., 1987, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.25, 24

41. Елькин В.Г., 1999, Письма в АЖ., т.25, п.12, 924.

42. Елькин В.Г., 2002, Частное сообщение

43. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.,2002, Письма в АЖ, т.28, 195

44. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И.,2003, Письма в АЖ, т.29, 455

45. Клочкова В.Г., Копылов И.М., 1986, Астрон. Ж., т. 63, 240

46. Князев А. Ю., Шергин B.C., 1995, Технический Отчет CAO, N 239.

47. Колев Д.З., 1977, Письма в АЖ, т.З, п.8, 363

48. Копылов И.М., 1987, Астрофиз.исслед. (Изв. CAO), т.24, с. 44

49. Кувшинов В.М., 1972, Астрон. Цирк., п.682, с.З.

50. Кувшинов В.М., 1974, Известия КрАО, т. 50, с. 52.

51. Кувшинов В.М., 1977, Известия КрАО, т.56, 153

52. Кувшинов В.М., Хилдебрант Г., Шенайх В.,1975, Изв.КрАО,т.53,253

53. Кудрявцев Д.О., Романюк И.И., 2003, Астрофизика, т.46, вып.2, с.234

54. Кумайгородская Р.Н.,Копылов И.М.,1972, Известия CAO, т.4, с. 50

55. Лебедев B.C., 1986, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.21, с. 21.

56. Лебедев B.C., 1987, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.25, с. 41

57. Лебедев B.C., 1989, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.27, с. 54

58. Леушин В.В., Снежко Л.И., 1976, Циркуляр ШАО, п.64, с. 3

59. Лэнг К.,1978, В кн."Астрофизические формулы", ч.П, Москва, "Мир", 41

60. Леушин В.В., 1971, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO). т.З, с. 36

61. Любимков Л.С., Саванов И.С., 1984, Изв. КрАО, т.69, с. 50

62. Любимков Л.С., Саванов И.С., 1985, Астрофизика, т.22, с. 63

63. Любимков Л.С., 1995, Кн: "Химический состав звезд: метод и результаты анализа", Астропринт, Одесса, с. 1-323.

64. Микулащек 3., Глаголевский Ю.В., Романюк И.И., Штоль В.Г., 1984. В сб. "Магнитные звезды", тезисы докл. 6-го совещания соц. стран, Салас-пилс, с. 17

65. Михалас Д., 1982, Кн. "Звездные атмосферы", Москва, Мир, 1.

66. Найденов И.Д., Чунтонов Г.А., 1976, Сообщ. CAO, вып.16, с. 63.

67. Панчук В.Е., 1995, Технический Отчет CAO, п.245.

68. Панчук В.Е. Клочкова В.Г., Найденов И.Д., 1999а, Препринт CAO, п. 135

69. Панчук В.Е. Клочкова В.Г., Найденов И.Д., Витриченко Е.А., Викульев Н.А., Романенко В.П., 1999b, Препринт CAO, п. 139.

70. Панчук В.Б., Викульев H.A., Найденов И.Д., 1999с, Препринт CAO, п. 138

71. Панчук В.Е. и др., 2002, Препринт CAO, п. 160

72. Панчук В.Е. Клочкова В.Г., Юшкин М.В., Романенко В.П., Найденов И.Д., Ермаков C.B., 2001, Препринт CAO, п. 159.

73. Пискунов Н.Е., Хохлова B.JL, 1983, Письма в АЖ., т. 9. с. 665

74. Пискунов Н.Е., Хохлова B.JL, 1984, Письма в АЖ., т. 10. 449

75. Пискунов Н.Е., 1985, Письма в АЖ., т.11, с. 371

76. Полосухина Н.С., 1969, Известия КрАО, т.39, с.34.

77. Птицын Д.А., Рябчикова Т.А., 1986, Астрон. Ж., т.63, с. 527.

78. Рачковский Д.Н., 1972, Известия КрАО, т. 44, с. 64.

79. Рачковский Д.Н., 1974, Известия КрАО, т. 51, с. 60.

80. Романюк И.И., 1980, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.12, с.З

81. Романюк И.И., 1984а, Письма в АЖ„ т.Ю, п.6, с. 443.

82. Романюк И.И., 1984b, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.18, с.37.

83. Романюк И.И., 1985, Дисс. на соиск. степени канд.физ-мат наук, Н.Архыз, 1-150

84. Романюк И.И., 1986, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т. 22, с. 25

85. Романюк И.И., Елькин В.Г., Штоль В.Г., 1990, В сб,"Звезды Ае/Ве Хер-бига и нормальные B-звезды, Алма-Ата, с. 66

86. Романюк И.И., 1991, Астрофиз. исслед. (Изв. CAO), т.ЗЗ, с.53.

87. Рябчикова Т.А., Смирнов Ю.М., 1994, Астрон, Ж., т.71, с. 83

88. Рябчикова Т.А., Павлова В.М., Давыдова Е.С., Пискунов Н.Е., 1996, Письма в АЖ. т.22, с. 917

89. Саванов И.С., 1993, Астрон. Ж., т.70, 967

90. Саванов И.С., 1995, Астрон. Ж., т.72, 590

91. Саванов И.С.,Рябчикова Т.А.Давыдова Е.С., 1996, Письма в АЖ. т.22, 910

92. Саванов И.С., Кочухов О.П., Цымбал В.В., 2001, Астрофизика, т.44, 64.

93. Сахибуллин H.A.,1997, Кн.: "Методы моделирования в астрофизике", Казань, ФЭН, с. 1-315

94. Северный A.B., 1977, Известия КрАО, т.56, с. 142

95. Северный A.B., Кувшинов В.М., Никулин Н.С., 1974, Изв. КрАО, т.50, 3

96. Степанов В.Е. и Северный A.B., 1962, Известия КрАО, т.28, с.166

97. Страйжис B.JL, 1977, Многоцветная фотометрия звезд, Вильнюс: Мокс-лас, 1

98. Тоточава А.Г., Хохлова B.JL, 1991, Письма в АЖ , т.17, 27

99. Фабрика С.Н„ Штоль В.Г., Валявин Г.Г., Бычков В.Д., 1997, Письма в АЖ., т.23, с. 47.

100. Хохлова B.JL, 1975, Письма в АЖ, т.1, п.6, с.28.

101. Хохлова В.Л., Птицын Д.А.,1975, Письма в АЖ., т.1, п.12, с.26.

102. Хохлова В.Л., 1976, Astron. Nachr., v.297, n.5, p.217.

103. Хохлова В.Л., 1977, Письма в АЖ, т.З, п.1, с.21

104. Хохлова В.Л., 1978, Письма в АЖ, т. 4, п.5, с. 228

105. Хохлова В.Л., Павлова В.М., 1984, Письма в АЖ., т.Ю, с.377

106. Хохлова В.Л., Зверко Ю., Жижновский И., Гриффин Р., 1995, Письма в АЖ, Т.22, с. 924.

107. Хохлова В.Л., 1983, В кн. "Итоги науки и техники": Москва, ВИНИТИ, 283

108. Хохлова В.Л., Васильченко Д.В., Степанов В.В., Цымбал В.В., 1997, Письма в АЖ., т.23, с. 523

109. Хохлова В.Л„ Васильченко Д.В., Степанов В.В., Романюк И.И., 2000, Письма в АЖ, т. 26, 217

110. Шаховской Н.М., 1995, Известия КрАО, т.95, 865

111. Шпольский Э.В.,1984,В кн."Атомная физика", ч.П, Москва, Наука, с.265.

112. Штоль В.Г., Бычков В.Д., Викульев H.A., Георгиев О.Ю. Глаголевский Ю.В., Драбек C.B., Найденов И.Д, Романюк И.И., 1985, Астрофиз. ис-след. (Изв. CAO), т. 19, с. 66.

113. ИЗ. Чунакова Н.М., Бычков В.Д., Глаголевский Ю.В.,1981,Сообщ.САО, вып.31,5.

114. Abt G.H., Golson J.C., 1962, Astrophys J., v.136, 35.

115. Abt Helmut A., Snowden Michael S., 1973, Astrophys. J. Suppl. Ser., v.25, n.215, p.137.

116. Abt Helmut A., 1979, Astrophys. J., 230, 485

117. Abt Helmut A.,Morrel Nidia 1.Д995, Astrophys.J. Suppl. Ser., v.99, 135

118. Abt H.A., 2001, Astron, J., v.122, 2008

119. Adelman S.J., 1973, PASP, v.85, n.504, p.227.

120. Adelman S., 1973, Astrophys. J., v.183, n.l,P.l,p.95.

121. Adelman S.J., 1974, Astrophys.J. Suppl. Ser., v.27, p.242.

122. Adelman S., 1979, Astron. J., v. 84, 857

123. Adelman S., 1983, Astron. Astrophys. Suppl.Ser., v.51, 511

124. Adelman S., Ryabchikova T.A., Davydova E.S.,1998, MNRAS, v.297,1

125. Adelman S., 1997, Astron. Astrophys. Suppl.Ser., v. 125, 65.

126. Alecian G., Artru M-C., 1987, Astron. Astrophys., v. 186, 223

127. Angel J.R.P., Landstreet J.D., 1970, Astrophys. J., v.162, p.261

128. Babcock, H.W., 1947a, Astrophys. J., v.105, p.105.

129. Babcock, H.W., 19476, PASP, v.59, p.112

130. Babcock, H.W., 1953, Astrophys. J., v.118, p.387.

131. Babcock, H.W., 1958, Astrophys.J. Suppl. Ser., v.30, 141

132. Babcock, H.W., I960, Astrophys.J., v.132, 521

133. Babel J., 1992, Astron. Astrophys., v.258, 449

134. Babel J., Lanz T., 1992, A&A, v.263, 232

135. Babel J., 1994, Astron. Astrophys., v.283, 189

136. Babel J, North P., 1997, Astron. Astrophys., v.325, 195

137. Back E., Lande A., 1925, Zeeman effekt und Multiplettstrukture der Spektrallinien, Belin, Springer-Verlag.

138. Bagnulo S., Landi Degl'Innocenti M., Landi Degl'Innocenti E., 1996, Astron. Astrophys., v. 308, 115.

139. Bagnulo S., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung-Rüssel di-argam" Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 287.

140. Bagnulo S., Wade, G.A., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam" Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 325.

141. Bagnulo S., Wade,G. A., Donati,J.-F., Landstreet,J. D., Leone F., Monin, D. N.; Stift, M. J., 2001, Astron. Astrophys., v.369, 889.

142. Bagnulo, S., Landi Degl'Innocenti, M., Landolfi, M., Mathys, G., 2002, Astron. Astrophys., v. 394, 1023.

143. Bagnulo S., Szeifert, T., Wade, G.A.,Landstreet,J.D.,Mathys, G., 2002, Astron. Astrophys., v. 389, 191.

144. Baranne A., Mayor M., Poncet J.L.,1979, Vistas astron.,v.23, 279

145. Beckers J.M., 1969, "A Table of Zeeman Multiplets", Sacramento Peak Observatory Contribution, n.141.

146. Bertaud C., 1965, J. Obs.,48, 211

147. Bidelman W. P., 1981, Astron. J., 86, 553

148. Bidelman W.,P., 1983, Astron. J, v. 88, p. 1182.

149. Bidelman W. P., 1985. Astron. J„ v. 90, p. 341.

150. Bidelman W. P., MacConnell D.J., 1873, Astron J., v. 78, 687

151. Blackwell D.E., Petford A.D., Shallis M.J., 1980, Astron. Astrophys., v.82, 249.

152. Boesgaard A.,Mercant C.D.,Preston G.W., 1975, PASP, n.517, p.353

153. Bohlender D.A., 1988, PhD Thesis, Univ. Western Ontario

154. Bohlender D.A., 1989, Astron. Astrophys., v.220, 215.

155. Bohlender D.A., 1989, Astrophys. J., v.346, 459

156. Bohlender D.A., 1994, in; IAU Symp. 162, "Pulsation, rotation and mass loss in early type stars", Kluwer publishers, 155.

157. Bohlender, D. A., Landstreet J.D., 1990, MNRAS. v. 247, p.606

158. Bohlender, D. A., Brown D.N., Landstreet J.D., Thompson I.B., 1987, Astrophys. J., v.323, 325

159. Bohlender D.A., Landstreet,J.D., Thompson I.B. 1993, Astron. Astrophys., v.269. 355.

160. Bond 1970, Publ. Astron. Soc. Pac., 82, 321

161. Bonsack W., Pilachowski C., Wolff S.C., 1974, Astrophys.J., v. 187, 265.

162. Bonsack W.,Pilachowski C., 1974, Astrophys.J.,v.190, n.2, p.327.

163. Bonsack W.K., 1976, PASP, v.88, n.521, p.19.

164. Bonsack W.K., 1977, Astron. Astrophys., v.59, n.1-2, p.195.

165. Bonsack W.K., 1981, PASP, v.93, n.556, p.756.

166. Borra E.F., Landstreet J.D., Vaughan A.H., 1973, Astrophys.J., v.185, p.2, 1.145.

167. Borra E.F., Landstreet J.D., 1973, Astrophys.J., v.185, n.3,1.139

168. Borra E.F., Landstreet J.D., Vaughan A.H., 1973, Astrophys.J., v.185, p.2, 1.145

169. Borra E.F., 1974, Astrophys. J., v.188, n.2, p.287.

170. Borra E.F., 1974, Astrophys. J., v.193, P.l, p.699

171. Borra E.F., 1975, Astrophys. J., v.202, n.3, p.741

172. Borra E.F., 1976, PASP, v.88, n.524, 548

173. Borra E.F., Vaughan A.H., 1976, Astrophys. J., v.210, n.3, p.2,1.145

174. Borra E.F., Landstreet J.D., 1977, Astrophys. J., v.212, n.l, p.141.

175. Borra E.F., Vaughan A.H., 1977, Astrophys. J., v.216, n.2, p.l,462

176. Borra E.F., Vaughan A.H., 1978, Astrophys.J., v.220, n.3,924

177. Borra E.F., Landstreet J.D.,1978, Astrophys.J., v.222, n.l, p.l, p.226

178. Borra E.F., Landstreet J.D., 1979, Astrophys.J., v.228, n.3, 809

179. Borra E.F., 1980, Astrophys. J., v.235, n.3, p.l, 911.

180. Borra E.F., 1980, Astrophys. J., v.235, n.3, P.l, 915-924.

181. Borra E.F., Landstreet J.D., 1980, Ap.J. S.Ser., v.42,n.3,p.421.

182. Borra E.F, Fletcher F.M., Poeckert R., 1981, Astrophys. J., v.247, 569

183. Borra E.F., 1981, Astrophys. J., v.249 , n.l, P.2, 1.39.

184. Borra E.F., Landstreet J.D., Mestel L., 1982, Astron. Reports, Astron. Astrophys., v.20, 191.

185. Borra E.F., Landstreet J.D., Thompson I.B., 1983, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 53, 151

186. Borra E.F, Edwards G, Mayor M., 1984, Astrophys. J., v.284, 211

187. Boyarchuk A.A., Savanov I.S., 1986, In:"Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances", IAU Coll.,n.90, Crimea, Reidel,433.

188. Breger M., 1970, Astrophys. J., v.162, 597

189. Brown D.N., Landstreet J.D., 1981, Astrophys. J.,v.246, n.3, 899

190. Brown D.N., Landstreet J.D., Thompson I.B., 1981, In:"Upper Main sequence CP stars", 23th Liege Coll.,Liege, p.195.

191. Bychkov V.D., Gazhur E.B., Glagolevskij Yu.V.,Elkin V.G.,Naidenov I.D.,

192. Romanyuk I.I., Chuntonov G.A., Shtol V.G. In: "Magnetic stars", Proc. of Int. Conf., eds: Yu.V.Glagolevskij and I.M. Kopylov, 1988, Leningrad, Nauka, p.12.

193. Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej Yu., 2003 Astron. Astrophys., v.407, 631.

194. Catalano F.A., Renson P., 1998, Astron.Astrophys.Suppl.Ser., v.127, 421

195. Carrier F., North P., Udry D., Babek J., 2002, Astron.Astrophys., v.394, 151

196. Chountonov G.A., 1997a, In:"Stellar magnetic fields", Proceed, intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 228

197. Chountonov G.A., 1997b, In:"Stellar magnetic fields", Proceed, intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 229

198. Chountonov G.A., 2000, In:"Magnetic fields of CP and related stars" Proceed. intern, meeting, Eds: Yu.V. Glaholevskij and I.I. Romanyuk, Moscow,1. P

199. Chountonov G.A., 2001,In:"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 385

200. Clarke D., 1973, Astron.Astrophys.,v.24, n.2, 165.

201. Conti P.S., 1969, Astrophys. J., v.156, n.2, p.l, 661.

202. Conti P.S., 1970, Astrophys. J., v.160, n.2, p.309.

203. Cowley C.R., 1980, Vistas Astron., v.24, n.3, 245

204. Cramer N., Maeder A., 1980, Astron.Astrophys., v.88, n 1-2, 135.

205. Crawford D.L., 1958, Astrophys. J., v. 128, 185.

206. Dehnen W., Binney J. J., 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc., 298, 387

207. Deutsch A., 1957, Astron. J., v. 62, 139

208. Deutsch A., 1970, Astrophys. J., v.159, 985.

209. Didelon P., 1983, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 53, 119

210. Didelon P., 1987, The Messenger, v.49, p.5

211. Dolginov A.S., 1976, Astron. Nachr., v.297, 235

212. Donati J-F.,Semel M., Praderie F., 1989, Asron. Astrophys., v.225, 467.

213. Donati J-F., Semel M., del Toro-Iniesta J-C., 1990, Astron. Astrophys., v.233, 117

214. Donati J-F., Collier Cameron A., 1997, MNRAS, 291, 1

215. Donati J-F., Semel M., Carter B.D., Rees D.E., Cameron A.C., 1997, MNRAS, 291, 658

216. Donati J-F., Catala C., Wade, G. A., Gallou, G.Delaigue, G., Rabou, P,. 1999, Asron. Astrophys. Suppl. Ser., v.134, 149

217. Donati J-F., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung-Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K.Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 563.

218. Elkin V.G., 1994, In Chemically Peculiar and magnetic stars, eds Ju. Zverko and J. Ziznovsky, p.35

219. Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Romanyuk I.I., 2001, Bull. SAO, v.51, 81.

220. ESA, 1991, The Hipparcos input catalogue, ESA SP-1136

221. ESA, 1997, The Hipparcos catalogue, ESA SP-1200

222. Farnsworth G., 1932, Astrophys. J., v.76, 313

223. Farragiana R., 1987, Astrophys Spa.Sci., v.134, n.2, 381-403.

224. Feast M., Whitelock P., 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc., 291, 683

225. Floquet M., 1979, Astron. Astrophys., v.74, n.2, 250-251.

226. Freeman R.S., 1978, Astrophys. J., v.224, n.3, p.910

227. Gelbmann, M., Ryabchikova, Т., Weiss, W. W., Piskunov, N., Kupka, F., Mathys, G., 2000, Astron. Astrophys., v.356, 200.

228. Gerbaldi M.,Floguet M., Hauck В.,1986, Astron. Astrophys., v.146, 341.

229. Gerth E., 1990, Astron Nachr., v.311, 41

230. Gerth E., Glagolevskij Yu.V., Scholz G., 1997, In:"Stellar magnetic fields", Proceed, intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 67.

231. Gerth E., Bychkov V.D., Glagolevskij Yu.V., Romanyuk I.I., In: "Stellar magnetism", Санкт-Петербург, Наука, 1992.

232. Gerth E., Glagolevskij Yu.V., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam" Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickra-masinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 333.

233. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G., 1988, In: "Magnetic stars", Proc. of Int. Conf., eds: Yu.V.Glagolevskij and I.M. Kopylov, 1988, Leningrad, Nauka, p.22-25.

234. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G., 1990a, In:"Theses of All-Union conf. Classical Be stars and Herbig Ae/Be stars, Alma-Ata, p.28-29.

235. Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G., 1990b, In: "Hot chemically peculiar and magnetic stars", ed. G.Scholz, Proc. of 8-th magnetic conf. of East Europ. countries", 1990. Potsdam obs. contr., n.125, p. 53.

236. Glagolevskij Yu.V., 1994, Bull. Spec. Astrofiz. Obs., v.38, 152.

237. Glagolevskij Yu.V., Chuntonov G.A., 1997, In:" Stellar magnetic fields", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk. Moscow, 225.

238. Gnedin Yu.N., Natsvlishvili T.M., 1997, In: "Stellar magnetic fields" Proceed of Intern, meeting, eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 40

239. Gomes A.E., Luri X., Greiner S., Figueras F., North P., Royer F., Torra J.,

240. Mennesier M., 1998a, Astron. Astrophys., v.336, 953.

241. Gomes A.E., Luri X., Sabas V., Greiner S., Figueras F., North P., Torra J., Mennesier M., 1998b, Contr. Scalnate Pleso Obs., 171

242. Goosens M., van Assche W., Demoitie R., Gadeyne L., 1982, Astrophys and Spa. Sei, v. 83, 213

243. Gray R.O., 1988, Astron. J., v.95, 220.

244. Gutnik P., Prager R., 1914, Veroeff Stw.Berlin-Babelsberg, I, 38

245. Hale G.E., 1908, Astrophys. J., v.28, p.315.

246. Hale G.E., 1913, Astrophys. J., v.38, p.27.

247. Hatzes A., 1993, Astrophys. J., v.410, 777.

248. Hauck B., North P., 1982, Astron. Astrophys., 114, 23

249. Hauck B., North P., 1993, Astron. Astrophys., v. 269, 403

250. Hayes D., Rex K.H. 1977-78, PASP, v.89, n.532,929

251. Henrichs, H.F.,2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, 393.

252. Hensberge H., 1974, Astron. Astrophys., v.32, n.4. p.457.

253. Hensbere H., De Loore C., 1974, Astron.Astrophys.,v.37, n.2,367.

254. Hensberge H., 1978, In:"Astrophysics in Infrared", Wien, p.

255. Hensberge H., van Rensbergen W., Goosens M., Deridder C., 1979, Astron. Astrophys., v.75, n.1-2, 83

256. Hensbere H., Van Rensbergen W., 1986, In:"Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances", IAU Coll.,n.90,Crimea,Reidel,151.

257. Heuvel van den, 1971, Astron. Astrophys., v.ll, n.3, p.461.

258. Hill G.M., Blake C.C., 1996, MNRAS, v. 278, 183.

259. Hockey M.S., 1971, MNRAS, v.152, n.l, p.97.

260. Hoogerwerf R., de Bruijne J. H. J., de Zeeuw P. T., 2001, Astron. Astrophys., v. 365, 49

261. Hubrig S., Castelli F., Walgren C.M., 1999, Astron. Astrophys., v.346, 139

262. Hubrig S., North P., Mathys G., 2000a, Astrophys.J., v.539, 352

263. Hubrig S.,North P.,Melici A., 2000b, Astron.Astrophys.,v.359, 306

264. Huchra J., 1972, Astrophys. J., v.174, n.2, p.l, p.435

265. Hunger K., 1986, In:"Upper Main Sequence CP stars", IAU Coll., n.90, Crimea, Reidel, 257.

266. Hiev I.Kh., Barzova I.S., Glagolevskij Yu.V., Bychkov V.D., Elkin V.G., Romanyuk I.I., Shtol V.G., 1988, In: "Magnetic stars", Proc. of Int. Conf.,(eds: I.M. Kopylov and Yu.V. Glagolevskij), Leningrad, Nauka, p.87-88.

267. Iliev I., Barzova I., Glagolevskij Yu.V., Romanyuk I.I., Bychkov V.D., Elkin V.G.,Shtol V.G., 1990, In:"Hot chemically peculiar and magnetic stars", ed. G.Scholz, Proc. of 8-th magnetic conf. of East Europ. countries, Potsdam obs.contr., n.125, p. 78.

268. Ioannisiani B.K., 1977, Sky and Tel., v.54, 356

269. Jaschek M., Egret D., 1982, Catalogue of Stellar Groups, Publ. Speciale du CDS, n.4

270. Jetsu L. Kokko M., Tuominen I., 1992, Astron. Astrophys., v.265, 547

271. Johnson H.M„ 1955, Astrophys. J., v. 121, 604.

272. Jones T., Wolff S.C., 1974, PASP, v.86, n.509, p.67

273. Jones Terry J., Wolff S.C., Bonsack W., 1974, Astrophys.J.,v.l90, p.579.

274. Kemp J.C., Swedlund J.B., Landstreet J.D., Angel J.R.P., 1970, Astrophys. J., v.161, n.2, 1.77.

275. Kemp J.C., Wolstencroft R.D., 1974, MNRAS, v.166, n.l, p.l.

276. Khokhlova V.L., 1976, Astron. Nachr., v.297, 203.

277. Khokhlova V.L., Rice J.B., Wehlau W., 1986, Astrophys. J., v.307, 768

278. Khokhlova V,L., Topilskaja G.P., 1992, In: "Stellar magnetism,", Proc. of intern. meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Sankt-Petersburg, Nauka, 85

279. Kichatinov L.L., Rudiger G., 1997, MNRAS, v. 286,757

280. Kitamura M., 1980, Ap.Spa.Sci., v.68, n.2, p.283.

281. Klochkova V.G., Kopylov I.M.,1986, In:"Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances", IAU Coll., n.90, Crimea, Reidel, 160.

282. Kodaira K., 1969, Astrophys.J., v.157, n.l, p.59.

283. Kodaira K., Unno W., 1969, Astrophys. J., v.157, n.2, p.769.

284. Kodaira K., 1973, Astron.Astrophys., v.26, p.385.

285. Kochukhov O.P., 2000, In:"Magnetic Fields of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 106

286. Kochukhov O., Piskunov N., Ilyin I., Ilyina S., Tuominen I., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel diargam" Eds: G. Math-ys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 293

287. Kochukhov O.P., Ryabchikova T.A., Astron.Astrophys., 2001, v.374, 615.

288. Kochukhov O.P.,Piskunov N., Ilyin I., Ilyina S., Tuominen I., 2002, Astron.Astrophys., v 389, 420.

289. Kochukhov O.P., 2004, In:"Magnetic stars", Proceed, Intern, meeting, eds: eds: Yu.V. Glagolevskij. D.O. Kudryavtsev and I.I. Romanyuk, (in preparation)

290. Kochukhov O.P., Bagnulo S.„ Wade G.A., Sandalli L., Piskunov N., Land-street J.D., Petit P., Sigut T.A.T., 2004, Astron. Astrophys., v. 414, 613.

291. Kopylova F.G., Romanyuk I.I., 1992, In: "Stellar magnetism", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Nauka, S.Petersburg, 54

292. Krause F., 1983, In:"Stellar and Planetary Magnetism", ed. A.M. Soward, (New Yourk: Gordon and Breach), 205.

293. Kudryavtsev D.O., 2000, In:"Magnetic fields of CP and related stars", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glaholevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p. 86

294. Kudryavtsev D.O., Romanyuk I.I., 2000, In: "Magnetic fields of CP and related stars", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 28

295. Kudryavtsev D.O.,Piskunov N.E., Romanyuk I.I., Chountonov G.A., Shtol V.G., 2000, In:"Magnetic Fields of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 64-67

296. Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova T. A., Stempels H.C., Weiss W., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 138, p. 119

297. Kupka, F. Ryabchikova, T. A., Weiss, W. W., Kuschnig, R., Rogl, J., Mathys, G., 1996, Astron. Astrophys., v.308, 886

298. Kurtz D., 1978, IBVS. n.1436. p.l

299. Kurtz D., 1982, MNRAS, v.200, 807

300. Kurtz D., Martinez P., 2000, Baltic Astronomy, v.9, n.2, 253

301. Kurucz R.L.,1979, Center for Astrophysics Reprint Series, n.1050

302. Kurucz R.L., 1992, Rev. Mexicana, Astron. Astrof., v.23, 45

303. Kurucz R.L., 1993, CD-ROMs 1-23 Smithsonian Astroph. obs.

304. Kuvshinov V.M., Hildebrandt H., Schenaich W., 1976,Astron.Nachr., v.297, n.4, p.181.

305. Landi Degl5 Innocenti E., 1975, Astron. Astrophys., v.45, 269.

306. Landi Degl' Innocenti E., 1983, Solar Phys., v.85, p.3

307. Landstreet J.D., 1969, PASP, v.81, n.483, p.896.

308. Landstreet J.D., 1970, Astrophys. J., v.159, 1001.

309. Landstreet J.D.,Borra E.F.,Angel J.R.P.,Illing M.E.,1975, Astrophys.J., v.201, n.3, p.624.

310. Landstreet J.D., 1978, Astrophys. J., v.224, n.l, p.l, 1.5

311. Landstreet J.D., Borra E.F., 1977, Astrophys. J., v.212, n.l, p.2.

312. Landstreet J.D., Borra E.F., Fountaine G., 1979, MNRAS, v.188, 609

313. Landstreet J.D., 1980, Astron. J., v.85, 611

314. Landstreet J.D., 1982, Astrophys. J., v.258, n.2, p.l, 639

315. Landstreet J.D., 1988, Astrophys. J., v.326, 967

316. Landstreet J.D., Barker P.K., Bohlender D.A., Jewison M.S., 1989, Astrophys. J., v.344, 876

317. Landstreet J.D., 1990, Astrophys. J., v.352, 15

318. Landstreet J.D., Mathys G., 2000, Astron. Astrophys., v.359, 213

319. Landstreet J.D., 2001,In:"Magnetic fields across the Hertzsprung -Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 277

320. Leone F., 1993, Astron. Astrophys., v. 273, 509.

321. Leone F., Catanzaro G.,Catalano S., 2000, Astron. Astrophys., v.355, 315

322. Leroy J-L., 1962, Ann. Astrophys., v.25, 127

323. Leroy J-L., Bagnulo, S., Landolfi, M., Degli'Innocenti, E. Landi, 1994, Astron. Astrophys., v.284, 174

324. Leroy J-L, Landstreet J.D.,Bagnulo S.,1994, Astron. Astrophys., v.284, 491.

325. Leroy J-L., 1995, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v. 114, 79

326. Leroy J-L., 1997, In: Stellar magnetic fields, Eds: Yu.V.Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 30

327. Maitzen H.M., 1976, Astron. Astrophys. v.51, n.2, 223-233.

328. Maitzen H.M., Weiss W.W., Wood J.H., 1980, Astron. Astrophys.,v.81,323.

329. Maitzen H.M., Vogt N., 1983, Astron. Astrophys. v.123, 48

330. Maitzen H.M., Paunzen E., Vogt N., Weiss W.W., 2000, Astron Astrophys., v. 355, 1003

331. Martin W.,Zalubas R., Hagan L., 1978,Atomic Energy Levels, NSRDS-NBS,60

332. Martinez P., Kurtz D.W., 1994, MNRAS, 271, 129

333. Mathys G., Stenflo J.O., 1986, Astron. Astrophys., v.168, 184.

334. Mathys G., Stenflo J.O., 1987a, Astron. Astrophys., v.171, 368

335. Mathys G., Stenflo J.O., 1987b, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v.67, 557

336. Mathys G., 1988a, Astron. Astrophys., v.189, 179

337. Mathys G., 1989, "The observation of Magnetic Fields in Non-degenerate stars", In: Fundamentals of Cosmic Physic, v.13, pp.143-308.

338. Mathys G„ 1990a, Astron. Astrophys., v.232, 151

339. Mathys G., Lanz T., 1990, Astron. Astrophys., v.230, 1.21

340. Mathys G., 1991, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v. 89, 121

341. Mathys G., Lanz T., 1992, Astron. Astrophys., v.256, 169

342. Mathys G., Hubrig S., 1995, Astron. Astrophys., v.293, 810

343. Mathys G., 1995a, Astron. Astrophys., v.293, 733

344. Mathys G., 1995b, Astron. Astrophys., v.293, 746

345. Mathys G., Hubrig S., 1997a, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v. 124, 475

346. Mathys G., Hubrig S., Landstreet J.D., Lanz T., Manfroid J., 1997b, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v. 123, 353

347. Mathys G., Stehl, C., Brillant, S., Lanz, T., 2000, Astron. Astrophys., v.358, 1151

348. Mathys G„ 2001, In: :"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel di-argam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 267

349. McNamara D.H., Larsson H.J., 1962, Astrophys. J., v. 135, 748

350. Meggesier C.,Khokhlova V.L.,Ryabchikova T.A., 1979, Astron. Astrophys.,v.71, n.3, p. 285.

351. Mestel L., Selley C.S., 1970, v.148, 197.

352. Mestel L., Nittman J., Wood W.P., Wright G.A.E., 1981, MNRAS, v.195, 979

353. Mestel L., 2001, In: :"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel di-argam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki', D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 3.

354. Michaud G., 1970, Astrophys, J., v.160, 641

355. Michaud G., 1980, Astron. J., v.85, 589

356. Michaud G., 1995, In:"Stellar Surface Structure", IAY Symp. 176, eds: K.G. Strassmejer and J. Linsky, 321,

357. Minnaert M., 1937, Observatory, v.60, p.292

358. Mkrtichian D.E., Hatzes A.P., Kanaan A. 2003, MNRAS, v.345, 781

359. Moore Ch., 1945, Multiplet Table of Astrophysical Interest, Princeton,

360. Moss D., 1983, MNRAS, v.201, 385.

361. Moss D., 1986, Phys. Rep., v.140, 1

362. Moss D., 1989, MNRAS, v.236, 629

363. Moss D., 2001, In: :" Magnetic fields across the Hertzsprung-Russel di-argam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, 305.

364. Muthsam H., 1979, Astron. Astrophys., v. 73, 159

365. Musielok B., Madej J., 1988, Astron. Astrophys., v.202, 143

366. Napiwotski R., Schonberner D., Wenske W., 1993, Astron. Astrophys., v.268, 653

367. Nissen P.E., 1976, Astron. Astrophys., v.50, 343.

368. North P., 1980, Astron. Astrophys., v.82, n.1-2, v.230.

369. North P., 1984, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v. 55, 259.

370. North P., Glagolevskij Yu.V., Elkin V.G.,Romanyuk I.I.,1992, In:"Stellar magnetism,", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Sankt-Petersburg, Nauka, 51

371. North P., Cramer N„1984, Astron. Astrophys.Suppl.Ser.,v.58, 387

372. North P., 1998, Astron. Astrophys., v.334, 181.

373. North P., Brown D.N., Landstreet J.D., 1992, Astron. Astrophys, v.258, p.389.

374. Odell A.P., 1986, Proceed. IAU Coll. n.87, Eds. K.Hunger et al., Reidel., p.301.

375. Oetken L., 1977, Astron. Nachr., v.298, 197

376. Panchuk V.E.,Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O., 2000, In:"Magnetic Fields of CP and related stars", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 75.

377. Parker E.N., 1979, Cosmical Magnetic Fields, (Oxford Clarendon Press).

378. Paunzen, E.,Kamp,I.,Iliev, I.Kh., Heiter, U., Hempel, M., Weiss, W. W., Barzova, I. S., Kerber, F., Mittermayer, P., 1999, Astron. Astrophys., v. 345, 597

379. Pedersen H„ Thompsen B., 1977, Astron. Astrophys. Suppl.Ser., v.30,11

380. Pedersen H„ 1979, Astron. Astrophys. Suppl.Ser., v. 35, 313.

381. Peterson D.M., 1970, Astrophys. J., v.161, 685

382. Pilachowski C.A., Bonsack W.K., Wolff S.C., 1974, Astron. Astrophys., v.37, n.2, p.275.

383. Piskunov N.E., 1992. In: "Stellar magnetism", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Nauka, S.Petersburg, 92

384. Piskunov N.E., Kupka F., Ryanchikova T.A., Weiss W.W., Geffery C.S., 1995, Astron. Astrophys.Supl.Ser, v.112, 525

385. Piskunov N.E.,2000,In:"Magnetic Fields of CP and related stars", eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 96

386. Piskunov N.E., 2001, In:"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 293

387. Piskunov N.E., Kotchukhov O.P.,2002,Astron. Astrophys.,v.381,736

388. Piskunov N.E., Gray D.F., Weiss W.W., 2003, "Modeling of stellar atmospheres" IAU Symp.210 Proceedings, ASP conf. ser., v. ?

389. Polosukhina N.S., Chuvaev K.K., 1974, Nature, v.251, 693

390. Preston G., Pyper D., 1965, Astrophys. J., v.142, 983.

391. Preston G., 1967, Astrophys. J., v.150, 871

392. Preston G.W., 1967, In: Magnetic and Related stars, p.3

393. Preston G., Sturch K., 1967,In: Magnetic and Related stars, Baltimore , Mono Book Corp., p.Ill

394. Preston G., Stepien K., 1968, Astrophys. J., v.151, 577

395. Preston G., Stepien K., 1968, Astrophys. J., v.151, 583

396. Preston G., Stepien K., 1968, Astrophys. J., v.154, n.3, p. 971.

397. Preston G., 1969a, Astrophys. J., v.156, 967

398. Preston G., 1969, Astrophys. J., v.157, n.l, p.247.

399. Preston G., 1969, Astrophys. J., v.158, p.243.

400. Preston G., 1969c, Astrophys. J., v.158, 251

401. Preston G.W., 1969, Astrophys. J., v.158, p.1081.

402. Preston G.W., Stepien K., Wolff S.C.,1969, Astrophys. J., v.156, n.3., p.653.

403. Preston G., 1970a, Astrophys. J., v.160, 1.143

404. Preston G., 1970b, Astrophys. J., v.160, 1059

405. Preston G.W., Wolff S.C., 1970, Astrophys. J.,v.160, n.3,p.l071.

406. Preston G., 1971, Astrophys. J., v.164, 309

407. Preston G.W., 1971, PASP, v.83, n.495, p.571.

408. Preston G.W., 1972, Astrophys.J., v.175, n.2, p.465.

409. Preston G.W., 1974, Ann. Rev. Astron. Astrophys.,Palo Alto, Calif.,257.

410. Pyper D., 1969, Astrophys.J. Supll. Ser., v.18, p.l.

411. Renson P., 1984, Astron. Astrophys., v. 139, 131.

412. Renson P., Farragiana R., Catalano F., 1991a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.89, n.3, 429

413. Renson P., Kobi D., North P., 1991b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v. 89, n.l, 61

414. Renson P., Catalano F.A., 2001, Astron. Astrophys., v.378, 113

415. Rice J., Wehlau W.H., 1994, PASP, v.106, ,134

416. Robinson R.D., 1980, Astrophys. J., v.239, n.3, p.961

417. Romanyuk I. I., 1994, Bull. Spec. Astrofiz. Obs, v. 38, p.119

418. Romanyuk, I.I.,2000,In:"Magnetic fields of CP and related stars", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 18

419. Romanyuk I.I., Topilskaja G.P., Mikhnov O.A., 1992a, In: "Stellar magnetism,", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Sankt-Petersburg, Nauka, 76

420. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Shtol V.G., 1992b, In: "Stellar magnetism,", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Sankt-Petersburg, Nauka, 57

421. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D., Bohlender D.A., 1995. In. "Stellar Surface Structure" Proceed. IAU Symp 176, Ed: K.G. Strass-meier, Vienna, 153.

422. Romanyuk I.I., Topilskaja G.P., 1997, In: "Stellar magnetic fields", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 170

423. Romanyuk I.I.,Elkin V.G., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., Wade G.A., 1998, Bull, of Spec. Astrophys. Obs., v.45, 83.

424. Romanyuk I.I., Kudryavtsev D.O., Chernova A.V., 2003, ASP Conf. Series, v. (submitted)

425. Ryabchikova T.A., Piskunov N.E., 1984, In:"Magnetic stars". Eds: V.L. Khokhlova et al, Salaspils, 27.

426. Ryabchikova T.A., Davydova E.S., Kolev D.Z.,1988, In: "Magnetic stars" Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.M. Kopylov, Leningrad, Nauka, 40.

427. Ryabchikova T.A., Hill G.M.,Landstreet J.D.,Piskunov N.E., Sigut T.A.T, 1994, MNRAS, v.267, 697

428. Ryabchikova T.A., Adelman, S. J., Weiss, W. W., Kuschnig, R., 1999a, Astron. Astrophys., v.322, 234

429. Ryabchikova T.A., Landstreet, J.D.,Gelbmann, M.J.,Bolgova, G.T., Tsym-bal, V. V., Weiss, W. W., 1997b, Astron. Astrophys., v.327. 1137

430. Rufener F., 1988, Catalog of Geneva photometry

431. Sadakane K, 1992, PASJ, v.44., n.2, 125

432. Saito K., Node H., Namioke Т., 1978, Opt. acta, v.25, n.11,105.

433. Savanov I.S., Huomelin J. Tuominen I., 1990, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.86, 531.

434. Savanov I.S., Kotchukhov O.P., Tsymbal V.V., 2001, Астрофизика, т.44,79

435. Schmidt G.D., 2001, In: :"Magnetic fields across the Hertzsprung- Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K. Solanki, D.T. Wickramasinghe, ASP Conf. Series, v.248, 443.

436. Scholz G., 1971, Astron. Nachr., v.292, n.5-6, p.279.

437. Scholz G., 1971, Astron. Nachr., v.292, n.5-6. p.281.

438. Scholz G., 1979, Publ. Astron. Inst., Czechoslov., v.54, 15

439. Scholz G., 1983, Astrophys. Space Sei., 94, 159.

440. Scholz G., Gerth E., 1981, MNRAS, v.195, 853.

441. Shore S.N., Brown D.N., 1990, Astrophys. J., v. 365, 665.

442. Schneider H., 1981, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., v.44, 137

443. Schneider H., 1986, In:"Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances", IAU Coll., n.90, Crimea, Reidel, 205.

444. Schneider H., 1986, Astron. Astrophys, v. 161, 203.

445. Schneider H., 1993, The 25-th meeting and workshop of EWG on CP stars, eds: I. Jankovich and I. Vince, Sombathely, Hungary

446. Schnell A., 1998, Scalnate Pleso Obs. Contr. v.27, p.7

447. Seares F.N., 1913, Astrophys. J., v.38, p.99

448. Seggewiss W., 1981, In: Upper Main Sequence CP stars", 1981, 23-th Liege, Coll., Liege, 185

449. Semel et al, 1993, A&A, 278, 231

450. Serkowski K.,1974, Astrophys., Part A., Meth. Exp.Phys.,v.l2,361

451. Serkowski K., 1974, In: "Planet, Stars and Nebulae Studied by Photopo-larimetry", Tucson, Arizona, 135-174.

452. Severny A.B., 1970, Astrophys. J., v.159, n.2, 1.73.

453. Simon J.M., Simon M.C., 1973, Appl. Opt., v.12, p.151.

454. Shibahashi H., Saio H., 1985, PASJ, v.45, 617

455. Shore Steven N, Adelman S.J., 1976, Astrophys.J., v.209, n.3,816

456. Shore S.N., Brown D.N., Sonneborn. G., Landstreet J., Bohlender D., 1990, ApJ, 348,242

457. Shorlin S.L.S., Lansdstreet J.D., Wade G.A., Donati J-F., 2000a, In:"Magnetic fields of CP and related stars", Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 54.

458. Shorlin S.L.S., Wade G.A.,Donati J-F.,Lansdstreet J.D.,Petit, P., Sigut, T.A.A., Strasser, S. 2002, Astron.Astrophys., v. 392, 637.

459. Shtol V.G.,Elkin V.G.,Romanyuk I.I.,1997, In:"Stellar magnetic fields", Proceed. intern, meeting, Eds: Yu.V. Glaholevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, 207.

460. Smith K. C., 1995, Astron.Astrophys., v. 297, 237

461. Smith K., 1996, Astrophys. and Spa.Sci., v.237, 77-105.

462. Stepien K., 1968, Astrophys. J., v.154, 945

463. Stepien K., 1978, Astron.Astrophys., v. 70, 509

464. Stepien K., 1989, Astron.Astrophys., v. 220, 105

465. Stepien K., 1994, In:"Chemically Peculiar and magnetic stars", eds: J. Zverko and J.Ziznovsky, Tatranska Lomnica, 8 .

466. Stepien K., 1997,In:"Stellar magnetic fields",Proceed of Intern, meeting, eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, Moscow, p.26

467. Stepien K., Dominiczak R., 1989, Astron.Astrophys., v. 219, 197

468. Stepien K., 2000, Astron.Astrophys., v. 353, 227,

469. Stift M.J., 1974, MNRAS, v.169, 471

470. Stift M.J., 1974, Astron.Astrophys., v.34, n.l, 153-155.

471. Stift M.J., 1986, MNRAS, v.219, p.203.

472. Stift M.J., 1987, MNRAS, v.228, p.109.

473. Strittmatter P.A.,Norris J., 1971, Astron.Astrophys.,v.15, p.239

474. Sugar and Corliss, 1985, Astron. Astrophys.,

475. Tayler R. J., 1987, MNRAS, v.227, 553

476. Thompson I.B., Landstreet J.D., 1985, Astrophys. J., v.289, 19

477. Thompson I.B., Bohlender D.A., Landstreet J.D.,1987, Astrophys.J. Suppl. Ser., v.64, 219

478. Valenti J.A.,Johns-Krull C.,2001, In: "Magnetic fields across the Hertzsprung-Rüssel diargam", Eds: G. Mathys, S.K.Solanki, D.T. Wickra-masinghe, ASP Conf. Series, v.248, p. 169.

479. Unno W., 1956, PASJap., v.8, 108

480. Vauclair S., Dolez N., Gough D.O.,1991, Astron. Astrophys., v.252. 618

481. Vogt S.S., Tull R.,Helton P., 1980, Astrophys. J., v.236, 308.

482. Wade R.A., Rucinski S.M., 1985, Astron. Astrophys. Suppl. Ser.,v.60,471.

483. Wade G.A., 1997, Astron. Astrophys., v.325, 1063.

484. Wade G.A., Neagu E., Landstreet J.D.,1996, Astron.Astrophys.,v.307,500.

485. Wade G.A., Elkin V.G., Landstreet J.D., Leroy J-L., Mathys G., Romanyuk I.I., 1996, Astron Astrophys., v. 313, 209

486. Wade G.A., North P., Mathys G.,Hubrig S.,1996, Astron.Astrophys., v.314, 491

487. Wade G.A., Bohlender D.A.,Brown D.N.,Elkin V.G.,Landstreet J.D., Romanyuk I.I., 1997a, Astron Astrophys., v. 320, 172

488. Wade G.A.„ Elkin V.G., Landstreet J.D., Romanyuk I.I., 1997b, MNRAS,v.297, 748

489. Wade G.A., Hill G.M., Adelman S.J., Manset N., Bastien, P.,1998, Astron. Astrophys.,v.335, n.3,973.

490. Wade G.A.,2000, In:"Magnetic fields of CP and related stars" Proceed of intern, meeting, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk,Moscow, 132

491. Wade G.A., Donati J-F. Landstreet J.D., Shorlin S.L.S., 2000a, MNRAS, 313, 823

492. Wade G.A., Donati J-F. Landstreet J.D., Shorlin S.L.S., 2000b, MNRAS, 313, 851

493. Wade G.A., Kudryavtsev D.O., Landstreet J.D., Mathys G., Romanyuk I.I., 2000c, Astron. Astrophys,, v.355, 1080.

494. Wade G.A., Donati, J.-F., Landstreet J.D., 2000d, New Astron,, v.5, 455

495. Wade G.A., Ryabchikova T.A., Bagnulo S., Piskunov N., 2001, PASP Conf. series, 248, 373.

496. Wade G.A., 2002, APN, v.38, 1

497. Walborn N.P., 1982, Publ. Astron. Soc. Pacific, v. 94, 322.

498. Weiss W.W., Jenkner H., Wood J.H., 1978, Astron. Astrophys., v.63, n.1-2, 247-257.

499. Wehlau W.H., Rice J.B., Khokhlova V.L.,1991, Astron Astrophys Transact., v.l, 55.

500. Wehlau W.H., Rice J.B., 1993, Bull.Amer.Astron. Soc., v.182, 450

501. Wolff R.J., Wolff S.C., 1976, Astrophys. J., v.203, n.l, p. 171.

502. Wolff S.C., 1969, Astrophys, J., v.157, n.l, p.253.

503. Wolff S.C., 1969, Astrophys. J., v.158, n.3, p.1231.

504. Wolff S.C., Wolff R.J., 1970, Astrophys. J., v.160, n.3.,p.l049.

505. Wolff S.C., Wolff R.J., 1974 Astrophys.J., v. 194, 65.

506. Wolff S.C., Bonsack W.K., 1972, Astrophys. J., v.176, 425.

507. Wolff S.C., 1973, Astrophys. J., v.186, p.l, p.951.

508. Wolff S.C., 1975, Astrophys., J., v.202, n.l, p.l, 121.

509. Wolff S.C.,1976,In:Multiperiodic Variable Stars, Budapest, p.43.

510. Wolff S.C., 1978, PASP, v.90, n.536, p.412.

511. Wolff S.C., Hagen W., 1976, PASP, v.88, n.522, p.

512. Wolff S.C., Morrison N.D., 1974, PASP, v.86, n.514, p.935.

513. Wolff S.C., Preston G., 1978a, PASP, v.90, n.536, p.406.

514. Wolff S.C., Preston G., 1978b, Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 37, 371

515. Wolff S.C., 1981, Astrophys. J., v.244, n.l, p.l, 224.

516. Wolff S.C., 1983,The A-type stars: Problems and Perspectives, Monograph series on Nonthermal Phenomena in stellar atmospheres NASA, SP-463.

517. Zboril M., North P., Glagolevskij Yu.V., 1997,Astron.Astrophys., v.324, 949.

518. Zboril M., North P., 1998, Contr. Scalnate Pleso Obs.,v. 27, 371

519. Zelwanova E., Schoneich W., Nikolova S., 1976, Astron. Nachr., v.297, n.5, 229-234.

520. Ziznovsky J., 1994, In ¡"Chemically Peculiar and magnetic stars", eds: J. Zverko and J.Ziznovsky, Tatranska Lomnica, 155.

521. Ziznovsky J., Zverko Yu, 1995, Contrib. Skalnate Pleso, 25, 39

522. Ziznovsky J., 2004, In:"Magnetic stars" Proceed, of Int. meting, Eds: Yu.V. Glagolevskij, D.O. Kudryavtsev and I.I. Romanyuk (in preparation)

523. Zverko J., 2004, In:"Magnetic stars" Proceed, of Int. meting, Eds: Yu.V. Glagolevskij, D.O. Kudryavtsev and I.I. Romanyuk (in preparation)

524. Dolginov A.Z., Gnedin Yu.N., Silant'ev N.A., 1996, "Propagation and polarisation of radiation in cosmic media" Gordon & Breech,

525. Ryabchikova Т., Wade G.A., Leblanc F., 2003, IAU Symp, 210 "Modeling of Stellar Atmospheres", 301.

526. Кудрявцев Д.О., 2002, Кандидатская диссертация, Нижний Архыз, 1142

527. Beskrovnaya N.G., Pogodin М.А., Naidenov I.D., Romanyuk I.I., 1995, Astron. Astrophys., v.298, p.585