Поиск и исследование магнитных полей различной конфигурации у химически пекулярных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Введение

1. Исследования глобальных магнитных полей Ар и Bp звезд

1.1. Введение.

1.2. Наблюдаемые свойства химически пекулярных звезд.

1.3. Теория эффекта Зеемана . •.

1.4. Эффект Зеемана в спектрах звезд.

1.4.1. Параметры Стокса.

1.4.2. Измерение эффективного магнитного поля.

1.4.3. Измерение поверхностного магнитного поля

1.4.4. Метод Матиса

1.5. Анализ и моделирование наблюдательных данных.

2. Программы обработки зеемановских спектров и исследование точности измерений

2.1. Введение.

2.2. Спектрополяриметрическая аппаратура. Анализаторы круговой и линейной поляризации.

2.2.1. Методика обработки спектрополяриметрических наблюдений

2.3. Программы обработки зеемановских спектров.

2.3.1. Введение.

2.3.2. Первичная обработка зеемановских спектров.

2.3.3. Позиционные измерения.

2.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений на эшелле-спектрографе фокуса

Нэсмит-2 (НЭС) 6м телескопа.

2.4.1. Звезды с нулевым магнитным полем.

2.4.2. Стандарт магнитного поля /ЗСгВ.

3. Взаимосвязь между эволюционными процессами и геометрией магнитного поля

3.1. Введение.

3.2. HD

3.3. HD

3.4. HD

3.4.1. Спектральная переменность.

3.4.2. Магнитная переменность.

3.5. HD 37022 (^OriC).

3.6. Выводы.

4. Статистические исследования магнитных звезд как метод изучения эволюции магнитных полей

4.1. Введение.

4.2. Пространственное распределение и движения магнитных химически пекулярных звезд.

4.2.1. Реверсивные и нереверсивные звезды.

4.2.2. Пространственное распределение магнитных звезд

4.2.3. Движения магнитных звезд.

4.3. Поиск новых магнитных звезд среди слабых объектов.

4.3.1. Наблюдения.

4.3.2. Результаты измерений.

Актуальность темы

Магнитные поля, по-видимому, в той или иной форме присутствуют во всех астрофизических объектах и часто оказывают существенное влияние на происходящие в них процессы. Впервые магнитное поле на звезде было открыто в 1946 г. Бэбкоком (Бэбкок, 1949) при наблюдении 78Vir. Существующие в настоящее время методики позволяют прямыми методами обнаруживать магнитные поля величиной не менее 50-100 Гс, охватывающие всю поверхность звезды и имеющие относительно простую конфигурацию, которую можно представить диполем или комбинацией мультиполей низких порядков. Такого рода магнитные поля были найдены лишь у нескольких типов звезд: это химически пекулярные звезды Главной последовательности (CP звезды) (~кГс), белые карлики МГс) и субкарлики кГс). В этом смысле о других звездах часто говорят, как о "немагнитных", при этом подразумевается что на этих звездах глобальные, т. е. охватывающие всю поверхность звезды, магнитные поля либо отсутствуют, либо слишком слабы для их обнаружения, хотя, например, у холодных красных карликов обнаруживаются поля величиной несколько кГс, покрывающие несколько десятков процентов поверхности звезды.

Магнитные химически пекулярные звезды исследуются достаточно давно. Одним из мировых лидеров в этой области является САО РАН, где, начиная с 1976 г., регулярно проводятся наблюдения по данной тематике. В настоящее время собран уже достаточно большой материал, позволяющий объяснить основные свойства CP звезд. Так, твердо установлено, что наблюдаемая магнитная переменность является геометрическим эффектом и связана с вращением звезды (модель магнитного ротатора). Общепринятой является теория диффузии химических элементов, с точки зрения которой химические аномалии возникают вблизи поверхности звезды, в то время как звезда в целом имеет нормальный химсостав. Большинство исследователей склоняются к гипотезе о реликтовой природе магнитного поля CP звезд, которая предполагает, что поле звезды образуется из поля протозвездной туманности. Также считается, что магнитные звезды эволюционируют после Главной последовательности в магнитные белые карлики.

Нерешенным остается ряд вопросов, связанных с эволюцией магнитного поля до и после Главной последовательности: каким образом магнитное поле сохраняется на стадии сильной конвекции при подходе к ГП и на стадии красного гиганта после ухода с нее. Крайне мало каких-либо данных о процессах, происходящих с магнитным полем на этих стадиях, и о степени влияния магнитного поля на эволюцию звезды.

Несмотря на то, что теория диффузии химических элементов является общепринятой, до сих пор нет полного понимания этого явления. Отсутствует описание взаимосвязи между различными факторами, приводящими к появлению тех или иных аномалий или препятствующими ему. Неизвестна степень влияния магнитного поля на процесс диффузии и его связь с распределением химических аномалий. Нет количественной оценки взаимосвязи магнитного поля, процессов диффузии, меридиональной циркуляции, конвекции и турбуленции.

Крайне мало каких-либо статистических исследований магнитных звезд, что является, в основном, следствием недостатка материала. В то же время, такие исследования могут дать интересные результаты, касающиеся эволюции магнитного поля.

Таким образом, наблюдения магнитных CP звезд, анализ конфигурации магнитного поля и его взаимосвязи с химическими аномалиями, проведение статистических исследований в этой области являются одной из актуальных задач современной астрофизики.

Цель работы

1. Проведение наблюдений с фазой периода выборки CP звезд (HD14437, HD12288, HD 37022, HD 37776), находящихся на разных стадиях эволюции и вращающихся с существенно различными скоростями с целью подробного исследования конфигурации их магнитного поля с применением новых цифровых методов регистрации (ПЗС-матрицы), позволяющих существенно (в 5-10 раз) повысить фотометрическую точность регистрируемого спектра. HD14437 и HD12288 находятся на Главной последовательности достаточно длительное время (вероятнее всего более 107лет), HD 37022 и HD 37776, напротив, являются членами молодого скопления OriOBl и, по-видимому, лишь недавно пришли на Главную последовательность. Эти пары звезд различаются также и по виду спектра HD14437 и HD12288 имеют узкие спектральные линии, что указывает на большие периоды вращения, количество линий достаточно большое. HD 37022 и HD 37776 — значительно более горячие звезды, в спектре присутствует небольшое количество широких линий сложного профиля. Кроме того, HD 37776 является уникальной звездой, у которой предполагается существование самого большого и сложного магнитного поля из наблюдаемых полей химически пекулярных звезд. Другая причина, по которой такая выборка звезд оказалась полезной — необходимость проанализировать точность и возможности наших наблюдений с новыми приемниками излучения — ПЗС-матрицами, так как выбранные звезды резко различаются по характеристикам спектра — ширине и количеству линий и величине зеемановского расщепления.

2. Исследование некоторых возможных взаимосвязей между характеристиками магнитных CP звезд на основе созданного в САО каталога (Ro-manyuk, 2000). Проведение статистических исследований способно дать 7 некоторые ответы, касающиеся природы и эволюции магнитных полей. В то же время подобных исследований крайне мало, что обусловлено разрозненностью сведений и небольшим числом известных магнитных звезд.

3. Исследование и использование эмпирической зависимости между величиной депрессии в непрерывном спектре на Л5200 и величиной магнитного поля, впервые обнаруженной Крамером и Мидером (Cramer, Maeder, 1980), для поиска удаленных магнитных звезд. Проведение различного рода статистических исследований звездных магнитных полей зачастую оказывается невозможным как из-за недостатка наблюдательного материала по отдельным звездам, так и из-за их малого количества. Действительно, наиболее полный каталог магнитных CP звезд (Romanyuk, 2000) содержит чуть более 200 объектов. Это близкие звезды, расположенные в радиусе порядка 500 пс от Солнца. В то же время использование ПЗС-матриц позволяет с необходимым разрешением наблюдать гораздо более слабые объекты (в пределе до 12т), чем это было возможно с фотопластинками. Данное обстоятельство позволяет не только расширить круг исследуемых объектов, но и, что более важно, наблюдать более удаленные магнитные звезды, в том числе магнитные звезды в различных скоплениях. Такого рода исследования могли бы дать первые представления о связи магнитных полей звезд со спиральной структурой Галактики.

4. Разработка программного обеспечения для обработки зеемановских спектров, получаемых с помощью ПЗС-матриц на спектрографах НЭС и ОЗСП 6-метрового телескопа. Стандартные пакеты программ, используемые при обработке спектральных данных, малопригодны для высокоточной обработки спектрополяриметрических наблюдений, особенно это касается эшельных спектров. В связи с большими объемами получаемой информации необходимо обеспечить максимальную автоматизацию 8 процесса (отождествления линий, измерение эффективного магнитного поля и лучевой скорости).

Новизна

1. Впервые с использованием ПЗС-матрицы с высоким отношением сигнал/шум получены зеемановские спектры уникальной звезды со сложной структурой поля HD 37776. Это позволило детально исследовать профили поляризации линий с фазой периода и получить прямое наблюдательное подтверждение существования у звезды сильного и сложного магнитного поля.

2. Получены измерения эффективного магнитного поля и впервые построены модели магнитного ротатора для звезд HD14437 и HD12288.

3. Открыто шесть новых магнитных звезд.

4. Впервые проведен анализ зависимости структуры и ориентации магнитного поля от пространственного распределения. Обнаружена тенденция: близко расположенные звезды имеют более схожую ориентацию магнитных полей.

Научная и практическая значимость работы

1. С использованием бм телескопа получено и обработано более 200 зеемановских спектров, измерено наблюдаемое эффективное магнитное поле. Спектры в дальнейшем могут быть использованы для других задач — моделирование профилей линий и пр.

2. Открыто 6 новых магнитных звезд, подтверждена высокая эффективность критерия Cramer-Maeder для поиска новых магнитных звезд. Показано, что применение этого способа позволит достаточно быстро расширить список магнитных звезд среди слабых (до 12т) объектов. 9

3. Получено прямое подтверждение существования рекордно большого для химически пекулярных звезд Главной последовательности магнитного поля у звезды HD 37776.

4. Проведено исследование пространственного распределения и движения всех известных магнитных CP звезд.

5. Разработаны программы обработки зеемановских спектров. Программы протестированы на Основном звездном спектрографе и эшелле-спектро-графе фокуса Nasmyth-2 (NES). Проведено исследование точности спек-трополяриметрических наблюдений на этих спектрографах. Программы могут применяться также на других приборах подобного класса. Возможна обработка как зеемановских, так и обычных спектров.

Пункты, выносимые на защиту

1. Наблюдательный материал (более 200 зеемановских спектров), полученный на спектрографах НЭС и ОЗСП 6м телескопа и результаты его первичной обработки при помощи специально разработанных программ. Исследование точности измерений магнитных полей.

2. Исследование магнитной переменности медленно вращающихся звезд HD14437, HD12288, построение для них моделей магнитного ротатора. Подтверждение вывода Landstreet и Mathys о малости угла наклона оси магнитного диполя к оси вращения для медленных ротаторов.

3. Исследование магнитной и спектральной переменности звезды HD 37776. Подтверждение существования у нее сильнейшего для звезд Главной последовательности магнитного поля прямым методом по измерению частичного расщепления зеемановских компонент в линиях Silll АА4552, 4567, 4574 и переменности V-параметра Стокса в линии Hell А5876 на спектрах с высоким отношением сигнал/шум.

10

4. Открытие новых магнитных звезд HD 293764, BD+17 3622, HD169887, HD 231054, HDE 338226, HDE 343872.

Структура диссертации

Полный объем диссертации составляет 149 страниц, в том числе 23 рисунка и 17 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 144 наименования. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка цитируемой литературы.

Заключение

Исследование магнитных полей звезд является одной из актуальных задач современных исследований в области звездной спектроскопии. В начале данной работы мы рассмотрели основные проблемы, касающиеся этого вопроса: такие как происхождение магнитных полей звезд, поиск взаимосвязей между характером химических аномалий и структурой магнитного поля. Работы в этой области ведутся во всем мире достаточно большой группой исследователей с использованием самой современной аппаратуры.

В САО РАН на протяжении многих лет ведутся наблюдения магнитных полей, на 6м телескопе выполнено около 30% всех магнитных измерений за последние 20 лет. Результаты поисков новых магнитных звезд, измерения магнитных полей звезд в скоплениях разного возраста, детальные исследования магнитных звезд разных типов получили широкую известность.

Данная диссертационная работа велась в трех направлениях: 1) разработка программного обеспечения для обработки зеемановских спектров и проверка поляриметрической точности как самих программ, так и получаемых результатов, 2) спектрополяриметрические наблюдения с целью исследования структуры магнитного поля некоторых звезд, 3) статистические исследования взаимосвязей между характеристиками известных магнитных звезд. За исключением первой, аппаратурной, части две оставшиеся связаны с исследованием конфигурации магнитных полей. Рассмотрим полученные результаты.

Глава 1. Были разработаны программы обработки зеемановских спектров, которые в настоящее время успешно используются для анализа наблю

138 дений Программы позволяют обрабатывать спектрополяриметрические наблюдения, проводить коррекцию инструментальных эффектов, в автоматическом режиме достаточно быстро проводить измерения эффективного магнитного поля и лучевой скорости. Проведено исследование точности работы программ и точности спектрополяриметрических наблюдений на спектрографах высокого разрешения БТА с использованием ПЗС-матриц. На спектрографе НЭС удается достигнуть точности измерения магнитных полей с точностью порядка 30 Гс. Программы могут быть использованы в дальнейшем для обработки различных спектрополяриметрических наблюдений, в том числе и для получения данных для наиболее современного метода — Доплер-Зеемановского картирования.

Глава 2. Проведены наблюдения медленно вращающихся магнитных звезд HD14437 и HD12288, быстровращающихся HD 37776 и HD 37022, а также выборки кандидатов в магнитные звезды с наиболее сильной депрессией в области А5200А. В общей сложности получено более 200 зеема-новских спектров. Для HD14437 и HD12288 определены периоды вращения, построены модели магнитного поля. Проведено комплексное исследование спектральной и магнитной переменности звезды HD 37776. Нам удалось по зеемановским спектрам с высоким отношением сигнал-шум подтвердить существование сильнейшего для известных магнитных звезд Главной последовательности магнитного поля (порядка 50кГс) сложной конфигурации.

Глава 3. На основе анализа наиболее полного каталога известных магнитных звезд проведено исследование их пространственного распределения и собственных движений. Сделан вывод о некоторой преимущественной ориентации магнитных полей пространственно близких звезд. Показана необходимость расширения списка известных магнитных CP звезд, в частности, среди слабых звезд и звезд скоплений, предложена методика поиска, основанная на критерии Крамера-Мидера (корреляция между глубиной депрессии в непрерывном спектре и величиной магнитного поля), и показана ее эффективность. Открыто шесть новых магнитных звезд.

В последнее десятилетие произошел качественный скачок в технике и методике наблюдений. Появление новых цифровых светоприемников привело к улучшению точности получаемых наблюдательных данных более, чем на порядок. Стало возможным выполнение новых, неосуществимых ранее наблюдательных программ.

В области измерений магнитных полей получил развитие метод Доплер-Зеемановского картирования, где работы российских ученых (В. J1. Хохловой, Н. Е. Пискунова, Т. А. Рябчиковой) во многом определяют современное состояние дел и перспективы будущих исследований. В настоящее время появляется техническая возможность наблюдений линейной поляризации на спектрографах с высоким разрешением, т.е. возможность получения профилей всех четырех параметров Стокса. Моделирование всех параметров Стокса должно существенно улучшить точность метода, особенно в части моделирования конфигурации магнитных полей. Представленные в данной работе программы принципиально способны обеспечивать обработку таких наблюдений, однако, с началом регулярных наблюдений четырех параметров Стокса, вероятно, будет необходимо модернизировать часть алгоритмов для обеспечения большей автоматизации процесса обработки. В последние годы получили развитие кросс-корреляционный метод измерения магнитных полей (LSD-метод), основанный на интегрировании поляризационного сигнала от большого количества спектральных линий. Он имеет как достоинства, так и недостатки, тем не менее, мы считаем, что это достаточно перспективный метод, и необходимо его внедрение при наблюдениях на 6м телескопе.

Доплер-Зеемановское картирование позволяет построить для ярких звезд наиболее детальные модели конфигурации магнитных полей и распределения химических аномалий. Так, например, согласованную модель для звезды HD 37776 удастся получить лишь комплексным исследованием конфигура

140 ции магнитного поля и распределения химических аномалий путем моделирования профилей 4-х параметров Стокса. Однако, Доплер-Зеемановское картирование можно выполнять только для достаточно ярких звезд. Для слабых звезд, по-видимому, не потеряет своей актуальности классический способ анализа конфигурации поля — моделирование кривых эффективного и поверхностного магнитных полей, как, например, это было представлено в данной работе для HD14437 и HD12288

Для исследования различных эволюционных процессов, связанных с магнитными полями звезд, крайне необходимо увеличение количества известных магнитных звезд, а также детальное их изучение. Например, изучение конфигурации магнитных полей звезд в скоплениях. В тоже время, таких данных пока достаточно мало.

Полное понимание физики химически пекулярных звезд, а также связанных с ними объектов, например, звезд Ае/Ве Хербига и магнитных белых карликов, решение вопроса о их эволюции невозможно без исследования магнитных полей, которые в данном случае являются существенным, а иногда решающим, фактором, оказывающим влияние на протекающие процессы.

Благодарности. Автор благодарит своего научного руководителя И. И. Ро-манюка за всестороннюю помощь в выполнении диссертационной работы, Г. А. Чунтонова, В. Г. Блькина и сотрудников лаборатории спектроскопии звезд за помощь в наблюдениях, сотрудников лаборатории исследований звездного магнетизма за помощь в работе и обсуждение результатов, Г. М. Бескина за помощь в проведении статистических расчетов, Г. А. Малькову и В. С. Шер-гина за помощь в освоении MIDAS, Дж. Ландстрита и Г. Вэйда за предоставление программ моделирования профилей параметров Стокса и кривых магнитного поля, администрацию и сотрудников САО за создание условий

141 для работы. Автор признателен своей жене Анжеле за постоянную поддержку. Выполнение работы частично поддерживалось грантами РФФИ. Автор благодарит организаторов программы "Молодые ученые России", в рамках которой он был поддержан индивидуальным грантом.

142

1. Борисенко А. Н., Маркелов С. В., Рядченко В. П., 1991, Препринт САО No. 76

2. Бэбкок Г. В., 1949, "Астрофизический сборник", Москва, 185

3. Бэбкок Г. В., 1967, "Методы астрономии", под ред. Хилтнера В. А., Москва, "Мир", 100

4. Васильченко Д. В., Степанов В. В., Хохлова В. JL, 1996, Письма в Астрон. Журнал, 22, 924

5. Галазутдинов Г. А., 1992, Препринт САО No. 92

6. Глаголевский Ю. В., 1966, Астрон. Журнал, 43, 73

7. Глаголевский Ю.В., Бычков В. Д., Илиев И.Х., Романюк И. И., Чунако-ва Н. М., 1982, Письма в Астрон. журн., 8, 26

8. Глаголевский Ю.В., Бычков В. Д., Романюк И. И., Чунакова Н.М., 1985, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), 19, 28

9. Глаголевский Ю.В., Бычков В. Д., Романюк И. И., Чунакова Н.М., 1985, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), 19, 37

10. Глаголевский Ю. В., Клочкова В. Г., Копылов И. М., 1987, Астрон. журнал, 64, 360

11. Глаголевский Ю. В., Чунакова Н.М., 1986, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), 22, 39

12. Гнедин Ю.Н., Погодин М. А., 1985, Письма в Астрон. Журнал, 11, 37

13. Гнедин Ю. Н., Силантьев Н.А., 1980, Письма в Астрон. Журнал, 6, 334

14. Князев А.Ю., Шергин B.C., 1995, Технический отчет САО No.239

15. Клочкова В. Г., Копылов И. М., 1986, Астрон. журнал, 63, 24016. "Курс астрофизики и звездной астрономии", т. 2, под ред. Михайлова А.А., "Москва", 1962

16. Панчук В. Е., 2001, Препринт САО, No. 154.

17. Панчук В. Е., Клочкова В. Г., Найденов И. Д., 1999, Препринт САО No. 135143

18. Погодин М. А., 1992, Письма в Астрон. Журнал, 18, 442

19. Романюк И. И., Астрофиз. исслед., (Изв. САО), 1984, 18, 37

20. Найденов И. Д., Чунтонов Г. А., 1976, Сообщения САО, 16, 63

21. Хилтнер В.А., 1967, "Методы астрономии", под ред. Хилтнера В. А., Москва, "Мир", 199

22. Хохлова В. JL, 1978, Письма в Астрон. Журнал, 4, 228

23. Хохлова В. JL, 1983, "Итоги науки и техники", серия "Астрономия", том 24, 233

24. Хохлова B.JL, Васильченко Д. В., Степанов В. В., Романюк И. И., 2000, Письма в Астрон. Журнал, 26, 217

25. Шпольский Э.В., "Атомная физика", Москва, "Наука", 1984

26. Штоль В. Г., Бычков В. Д., Викульев Н.А., Георгиев О.Ю., Глаголев-ский Ю. В., Драбек С. В., Найденов И. Д., Романюк И. И., 1985, Астрофиз. исслед., (Изв. САО), 19, 66

27. Adelman S. J., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 125, 65

28. Babcock H. W., 1951, Astrophys. J., 114, 1

29. Babel J., Montmerle Th., 1997, Astrophys. J., 485, L29

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

31. Bagnulo S., Landolfi M., Mathys G., Landi Degl'Innocenti M., 2000, Astron. Astrophys., 358, 929

32. Beskrovnaya N. G., Pogodin M.A., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 89

33. Bidelman W.P., 1983, Astron. J., 88, 1182

34. Bidelman W.P., 1985, Astron. J., 90, 341

35. Borra E.F., Landstreet J.D., 1979, Astrophys. J., 228, 809

36. Bohlender D. A., 1988, PhD Thesis, Univ. Western Ontario, Canada

37. Bohlender D.A., 1994, in: IAU Symp. 162, "Pulsation, rotation and mass loss in early type stars", Kluwer publishers, 155144

38. Bohlender D.A., Landstreet J.D., 1990, Science News, Jan. 27

39. Bond H.E., 1970, Publ. Astr. Soc. Pacific, 82, 321

40. Borra E.F., 1981, Astrophys. J. (Lett.), 1981, 249, L39

41. Borra E.F., Landstreet J.D., 1980, Astrophys. J. Suppl. Ser., 42, 421

42. Brown D. N., Landstreet J.D., Thompson I., 1981, 23-d Liege Astrophys, Coll., "Upper Main Sequence CP-Stars", Universite de Liege, 195

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

44. Chountonov G. A., 1997a, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc, of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 228

45. Chountonov G. A., 1997b, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc, of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 229

46. Chountonov G.A., Glagolevskij Yu.V., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1. (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 225

47. Chountonov G.A., Glagolevskij Yu.V., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1. (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields" 225

48. Cowling T.G., 1945, Mon. Not. R. Astron. Soc., 105, 166

49. Couteau P., 1976, Astron. Astrophys., 51, 223

50. Cramer N., Maeder A., 1980, Astron. Astrophys., 88, 135

51. De Geus E. J., Lub J., Van de Grift E., 1987, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 69, 505

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

53. Deutsch A. J., 1970, Astrophys. J., 159, 985

54. Egret D., Jaschek M., 1981, Comptes Rendus Symp., Liege, No. 23, 495

55. Gerth E., Glagolevskij Yu.V., Scholz G., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1. (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields" 67

56. Glagolevskij Yu.V., 1996, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 41, 80

57. Glagolevskij Yu.V., Chountonov G.A., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Ro145manyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields". 116

58. Gomes A.E., Luri X., Greiner S., Figueras F., North P., Royer F., Torra J. Mennessier M. 0., 1998, Astron. Astrophys., 336, 953

59. Conti P.S., Alschuler W.R., 1971, Astrophys. J., 170, 325

60. Conti P.S., 1972, Astrophys. J., 174, L79

61. Crawford D.L., 1958, Astrophys. J., 128, 185

62. Donati J.-F., Wade G.A., 1999, Astron. Astrophys., 341, 216

63. ESA, 1992, ESA SP-1136, The Hipparcos input catalogue

64. ESA, 1997, ESA SP-1200, The Hipparcos and Tycho catalogues

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

66. Floquet M., 1979, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 74, 250

67. Gagne M., Caillauft J.-P., Stauffer J.R., Linsky J.L., 1997, Astrophys. J. 478, L87

68. Gerth E., Glagolevskij Yu.V., Scholz G., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Ro-manyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields" Moscow, 67

69. Glagolevskij Yu.V., 1995, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 38

70. Glagolevskij Yu.V., Chountonov G.A., 2000, in: Glagolevskij Yu.V., Ro-manyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Magnetic fields of Chemically Peculiar and related stars", 149

71. Gnedin Yu.N., Natsvlishvili T.M., 1997, in: Glagolevskij Yu.V., Ro-manyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields" 40

72. Gomes A. E., Luri X., Greiner S., Figueras F., North P., Royer F., Torra J. Mennessier M.O., 1998, Astron. Astrophys., 336, 953

73. Hoogerwerf R., de Bruijne J. H. J., de Zeeuw P. Т., 2001, Astron. Astrophys. 365, 49

74. Home, 1986, Publ. Astr. Soc. Pacific, 98, 609

75. Howarth I.D., Prinja R.K., 1989, Astrophys. J. Suppl. Ser., 69, 527146

76. Johnson H. M., 1955, Astrophys. J., 121, 604

77. KhokhlovaV. L., 1976, Astron. Nachr., 297, 203

78. Kodaira 1969, Astrophys. J., Lett., 157, L59

79. Kopylov I.M., 1987, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 24, 44

80. Kopylova F. G., Romanyuk 1.1., 1992, In: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetism", Nauka, S.Petersburg, 54

81. Kroll R., 1992, In: Dworetsky M.M., Castelly F., Farragiana R. (eds.), IAU Coll. 138, "Peculiar versus normal phenomena in A-type and related stars", PASP Conf. Ser., 44, 75

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

83. Landolfi M., Bagnulo S., Landi DegPInnocenti M., 1998, Astron. Astrophys., 338, 111

84. Landstreet J.D., 1980, Astron. J., 85, 611

85. Landstreet J.D., 1990, Astrophys. J., 352, L5

86. Landstreet J.D., 1993, ASP Conf. Series, 44, 218

87. Landstreet J. D., 2000, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Magnetic fields of Chemically Peculiar and related stars", 13

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

89. Mathys G., 1988, Astron. Astrophys., 189, 179

90. Mathys G., 1990, Astron. Astrophys., 232, 151

91. Mathys G., 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 121

92. Mathys G., 1993, ASP Conf. Series, 44, 232

93. Mathys G., Hubrig S., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 124, 475

94. Mathys G., Hubrig S., Landstreet J.D., Lanz Т., Manfroid J., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 123, 353

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

96. Mathys G., Stenflo J.O., 1987b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 67, 557147

97. McNamara D.H., Larsson H.J., 1962, Astrophys. J., 135, 748

98. Maitzen H.M.,1976, Astron. Astrophys., 51, 223

99. Mestel L., Selley C.S., 1970, Mon. Not. R. Astron. Soc., 149, 197

100. Mestel L., Takhar H.S., 1972, Mon. Not. R. Astron. Soc., 156, 419

101. Michaud G., 1970, Astrophys. J., 160, 641

102. Michaud G., 1980, Astron. J., 85, 589

103. Michaud G., Megessier C., Charland Y., 1981, Astron. Astrophys., 103, 244

104. Monin D.N., 1999, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 48, 121

105. Moss D., 1989, Mon. Not. R. Astron. Soc., 236, 629

106. Moss D., 1990, Mon. Not. R. Astron. Soc., 244, 272

107. Mukai K., 1990, Publ. Astr. Soc. Pacific, 102, 183

108. Nissen P. E., 1976, Astron. Astrophys., 50, 343

109. North P., Ginestet N., Carquillat J.-M., Carrier F., Udry S, 1998, Contr. of the Astron. Obs. Skalnate Pleso, 27, 179

110. Panchuk V.E., Romanyuk 1.1., Kudryavtsev D.O., 2000, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk I.I. (eds.), Proc. of the International Conf., "Magnetic fields of chemically peculiar and related stars", 75

111. Pedersen H., 1979, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 35, 313

112. Pedersen H., Thompsen В., 1977, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 30, 11

113. PiskunovN., 2000, in: Glagolevskij Yu.V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Magnetic fields of chemically peculiar and related stars", 96

114. Piskunov N., Kupka F., Ryabchikova T. A., Weiss W. W., Jeffery C. S., 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 112, 525

115. Piskunov N.E., Rice J. В., 1993, Publ. Astr. Soc. Pacific, 105, 1415

116. Preston G. W., 1971, Astrophys. J., 164, 309

117. Renson P., 1984, Astron. Astrophys., 139, 131

118. Renson P., 1988, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 76, 127

119. Renson P., Farragiana R., Catalano F., 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 429

120. Romanyuk 1.1., 1994, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 38, 119

121. Romanyuk 1.1., 1997, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 11

122. Romanyuk 1.1., 2000, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk 1.1, (eds.), Proc. of the International Conf., "Magnetic fields of chemically peculiar and related stars", 18

123. Romanyuk 1.1., Elkin V. G., Kudryavtsev D. O., Landstreet J. D., Wade G.A., 1998, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 45, 93

124. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D., 1997, in: Glagolevskij Yu. V., Romanyuk I.I. (eds.), Proc. of the International Conf., "Stellar magnetic fields", 101

125. Romanyuk 1.1., Elkin V. G., Wade G. A., Landstreet J. D., Bohlender G. A.,1995, in: Strassmeier K.G. (ed.), IAU Symp. 176, "Stellar surface structure", Vienna, 153

126. Ryabchikova T. A., 1990, in: IAU Symp. 145, "Evolution of stars: the pho-tospheric abundance connection", Varna

127. Schneider H., 1986a, Astron. Astrophys., 161, 203

128. Stahl O., Wolf В., Gang Th., Gummersbach C.A., Kaufer A., Kovacs J., Mandel H., Szeifert Th., 1993, Astron. Astrophys., 274, L29

129. Stahl O., Kaufer A., Rivinius Th., Szeifert Th., Wolf В., Gang Th., Gummersbach C.A., Jankovich I., Kovacs J., Mandel H., Pakull M.N., Peitz J.,1996, Astron. Astrophys., 312, 539

130. Stibbs D.W.N., 1950, Mon. Not. R. Astron. Soc., 110, 395

131. Thompson I. В., Landstreet J.D., 1985, Astrophys. J., 289, L9

132. Vauclair S., 1981, Astron. J., 86, 513

133. Wade G. A., 1997, Astron. Astrophys., 325, 1063

134. Wade G. A., Bagnulo S., Kochukhov O., Landstreet J.D., Piskunov N., Stift M.J., 2001, Astron. Astrophys., 374, 265

135. Wade G.A., Bohlender D.A., Brown D.N., Elkin V.G., Landstreet J.D., Romanyuk 1.1., 1997, Astron. Astrophys., 320,172149

136. Walborn N. P., 1981, Astrophys. J., 243, L37

137. Walborn N. P., 1982, Publ. Astr. Soc. Pacific, 94, 322

138. Walborn N. P., Nichols J.S., 1994, Astrophys. J., 425, L29

139. Watson W.D., 1970, Astrophys. J. Lett., 162, L45

140. Wehlau W., Rice J., 1993, ASP Conf. Series, 44, 247

141. Weigelt G., Balega Yu., Preibisch Th., Schertl D., Scholler M., Zinnecker H 1999, Astron. Astrophys., 347, L15

142. Wolff S. C., 1978, Publ. Astr. Soc. Pacific, 90, 412

143. Wolf S.C., Morrison N.D., 1973, Publ. Astr. Soc. Pacific, 85, 141