Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524.38

КОЖЕВНИКОВА Алла Валерьевна

ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ ИЗБРАННЫХ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД ТИПА ИЭ СУп

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико - математических наук

Санкт-Петербург — 2008

Работа выполнена в Астрономической обсерватории Уральского Государственного Университета им. А.М.Горького

Научный руководитель: доктор физико-математических наук, профессор

Свечников Марий Анатольевич (АО УрГУ)

Научный консультант: кандидат физико-математических наук,

Алексеев Илья Юрьевич (НИИ КрАО)

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

Кацова Мария Михайловна (ГАИШ МГУ)

доктор физико-математических наук, Погодин Михаил Александрович (ГАО РАН)

Ведущая организация: Институт Астрономии РАН, г. Москва

Н'

Защита состоится «_)ЛГу> апреля 2008 г. в 11 часов 30 минут на заседании Диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу 196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН (Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, кор.1).

Автореферат разослан « 17 » марта 2008 г.

Ученый секретарь

диссертационного совета Д 002.120.01 кандидат физико-математических наук

Е.В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

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

Можно выделить следующие проявления звездной активности

1) Пятенная активность, которая проявляет себя во вращательной модуляции блеска и профилей фотосферных линий, вызываемой холодными пятнами на поверхности звезды, 2) Хромосферная активность, которая проявляется, прежде всего, в присутствии в спектрах активных звезд эмиссионных линий На и Н и К Call и обычно связана с хромосферными факелами; 3)Вспышечная активность — скоротечные мощные выделения энергии во всех диапазонах от гамма-излучения до радиодиапазона, 4) Корональная активность Она проявляется в сильном и переменном излучении в рентгеновском и радиодиапазоне

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

Впервые запятненность была обнаружена в красной карликовой двойной системе YY Gem (Krön, 1950), а затем еще в одной похожей системе BY Dra (Chugainov, 1966), которая впоследствии дала название классу активных карликовых звезд Начиная с 1970-х годов, началось активное исследование запятненных звезд, в том числе и с помощью космических аппаратов (напр Budding et al, 1982) В настоящее время известно несколько типов запятненных звезд самых различных масс и находящихся на различных стадиях эволюции молодые звезды типа Т Tau, проэволюционировавшие синхронизованные компоненты тесных двойных систем — системы типа RS CVn и W UMa, холодные карликовые маломассивные звезды типа BY Dra, одиночные гиганты типа FK Com Объекты такого различного эволюционного статуса объединяет одно общее свойство — все они обладают внешними конвективными оболочками и быстрым осевым вращением, что, как полагают, вызывает развитие сильных магнитных полей Основные свойства запятненных звезд обсуждаются в работах Бердюгиной (Berdyugina, 2005), Гершберга (2002) и Штрассмайера (Strassmeier et al, 1993)

Наиболее мощные проявления активности наблюдаются в двойных системах типа RS CVn Звезды этого типа представляют собой класс тесных двойных разделенных синхронизованных систем с более массивным главным компонентом, который является гигантом, субгигантом или карликом спектрального класса G - К, и менее массивным вторичным компонентом -субгигантом или карликом спектрального класса G - М {Hall, 1976) На их кривых блеска обнаруживается вращательная модуляция с амплитудами до

0 6™ в полосе V, которая объясняется наличием пятен на фотосферах этих звезд Спектральные наблюдения в линиях TiO показали, что пятна значительно холоднее окружающей фотосферы {Ramsey and Nations, 1980) Было обнаружено, что изменение интенсивности эмиссионных линий оказывается в противофазе с фотометрической переменностью — минимум блеска вращательной модуляции соответствует максимальной интенсивности в линиях На и Н и К Call {Dorren and Guinan, 1982) Это указывает на то, что поверхностная активность этих звезд обусловлена локальными областями, которые включают в себя как эмиссионные яркие факелы и корональные петли, так и темные пятна (по аналогии с активными районами, наблюдаемыми на Солнце) Анализ как фотометрических, так и спектральных наблюдений звезд типа RS CVn, позволяет предположить присутствие значительного количества пятен на их поверхностях, покрывающих до половины видимого диска звезды

Среди звезд типа RS CVn особый интерес представляют короткопериодические системы с орбитальными периодами меньше суток, так как в них ожидается более высокий уровень активности (Hall, 1976) В отличие от классических звезд типа RS CVn, в состав короткопериодических систем не входят субгиганты - эти системы состоят из быстровращающихся карликовых компонентов

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

Цели работы

1 Осуществление программы многоцветных фотометрических наблюдений активных звезд поздних спектральных классов типа RS CVn с целью изучения кривых блеска этих систем и последующего анализа их пятенной активности, определения ее связи с другими проявлениями активности,

2 Определение, по полученным кривым блеска, фотометрических элементов и фундаментальных характеристик затменных систем, уточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла,

3 Определение параметров запятненности ряда активных двойных систем типа RS CVn в рамках единого метода и анализ зависимостей параметров звездных пятен от основных характеристик звезд,

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

Научная новизна работы

В работе впервые сделано следующее

1 Получены и проанализированы новые многоцветные (BVR и UBVRI) фотометрические наблюдения восьми активных двойных систем поздних спектральных классов (CG Cyg, ВН Vir, WY Cnc, IN Com, IL Com, UX An, V711 Таи и CM Dra), в том числе двух малоизученных (CM Dra и IL Com)

2 Впервые зарегистрирована оптическая вспышка в системе WY Спс, вычислены ее характеристики и проанализирована активность звезды в период, предшествовавший вспышке Вычисленная интегральная энергия вспышки составила от 1034 до 1035 эрг в зависимости от фотометрической полосы, что соответствует наиболее мощным вспышкам, наблюдавшимся в системах типа RS CVn. Выявлено, что вспышка произошла вблизи области максимальной запятненности звезды, на стороне, обращенной к звезде-компаньону, в период наиболее однородной запятненности обеих полусфер звезды

3 Впервые показано, что в короткопериодических системах ВН Vir и WY Спс в течение длительных промежутков времени (40 и 42 года) существуют активные долготы (АД) - две выделенные области, разделенные приблизительно на 180°, на которых группируются пятна Обнаружено, что переключения доминирующей активности между долготами в трех короткопериодических RS CVn системах ВН Vir, WY Спс и CG Cyg происходят хаотично и не показывают наличия циклов в отличие от классических звезд типа RS CVn У всех трех систем положение АД различно в ВН Vir они расположены по линии, соединяющей центры компонентов системы, в CG Cyg долготы расположены перпендикулярно линии центров, а в WY Спс максимумы запятненности дрейфуют с течением времени в сторону уменьшения долготы Наличие АД указывает на неосесимметричную структуру магнитных полей в этих звездах

4 Впервые в красной карликовой системе СМ Ога по длительным наблюдениям получены свидетельства существенного изменения долготы запятненных областей с течением времени

5 Построены и проанализированы долговременные кривые блеска на временных интервалах от 5 до 42 лет наблюдавшихся звезд и одиннадцати дополнительных классических звезд типа КБ СУп, фотометрические данные для исследования которых были взяты из литературы Определены абсолютные звездные величины и показатели цвета наиболее яркого состояния звезд, которое интерпретировано как состояние незапятненной фотосферы

6 Впервые построены зональные модели запятненности семнадцати систем типа КБ СУп Показано, что фотометрическая переменность всех звезд может быть объяснена многочисленными мелкими пятнами, расположенными на широтах от 0° до 58° Получены зависимости параметров звездных пятен от основных характеристик звезд Средняя широта пятен и их температура растут с увеличением температуры звезд, а максимальные площади запятненных областей показывают слабую тенденцию роста с уменьшением числа Россби Выявлено, что найденные закономерности совпадают с аналогичными зависимостями для звезд-карликов типа ВУ Бга

7 Обнаружены циклы активности пяти систем - СО Суё (17 лет), ВН Ун (23 года), Ш Сот (7 лет), У478 Ьуг (6 7 лет), АЫ Рбс (8.7 лет), выраженные в изменениях среднего блеска систем со временем Для восьми звезд обнаружены корреляции широты и площади пятен солнечного характера (рост площади пятен с уменьшением их широты) и антисолнечного характера Проведены оценки скорости широтного дрейфа пятен для ряда звезд Скорость дрейфа оказалась в несколько раз меньше значения, характерного для дрейфа солнечных пятен

Научная и практическая значимость работы

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

На защиту выносятся

1 Многоцветные фотоэлектрические кривые блеска шести активных двойных систем поздних спектральных классов- CG Cyg, ВН Vir, WY Cnc, IL Com, IN Com и CM Dra, полученные в течение нескольких наблюдательных сезонов (всего более 400 часов наблюдений), и результаты их анализа

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

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

4 Результаты анализа многолетних долговременных кривых блеска семнадцати систем типа RS CVn и обнаружение циклов изменения среднего блеска пяти систем Длительность циклов заключена в пределах от 7 до 23 лет

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

Апробация результатов

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

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

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

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

• Международной конференции "Физика звездных атмосфер химический состав, магнетизм и поверхностные неоднородности" (Крым, п Научный, НИИ КрАО, 17 - 23 июня 2007 г)

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

Личный вклад автора

Автору принадлежит активное участие в обсуждении и постановке задачи, выбор объектов исследования, за исключением одиннадцати дополнительных классических систем типа RS CVn, был выполнен автором Во всех статьях фотометрические наблюдения и их обработка выполнены автором, кроме наблюдений систем UX Ari, V711 Tau и частично системы СМ Dra (с 1996 г по 1997 г.) Автор принимал равное с соавторами участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений, расчетах и написании статей

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы (269 наименований) и приложения Полный объем диссертации 169 страниц машинописного текста, включая 67 рисунков, 23 таблицы и 9 страниц приложения

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, обосновывается актуальность работы, сформулированы ее цели, перечислены положения, выносимые на защиту, освещена новизна работы и дано краткое содержание диссертации

Глава 1 "Методы исследования запятненности активных звезд" посвящена обзору существующих методов анализа запятненности поверхности звезд, как по спектральным наблюдениям, так и по фотометрическим

В разделе 1.1 излагаются методы восстановления запятненности по исследованию молекулярных полос, а также с помощью доплеровского картирования Наиболее подробным методом описания поверхностных неоднородностей звезд в настоящее время является доплеровское картирование, которое проводится на основе спектральных наблюдений с высоким разрешением Однако, оно накладывает определенные ограничения на применение к конкретным объектам, тк требует высокого качества получаемого наблюдательного материала и может быть применено, в основном, лишь к ярким звездам Поэтому фотометрические наблюдения

имеют большое значение для слабых объектов, особенно тех, которые имеют высокие скорости вращения, для которых провести доплеровское картирование практически невозможно Кроме того, фотометрические наблюдения охватывают, как правило, гораздо больший временной интервал, что особенно важно, поскольку это дает возможность исследования изменения параметров запятненности с течением времени

В разделе 1.2 приводится обзор фотометрических методов анализа запятненности. В подразделе 12 1 дается краткое описание исторически первой иерархической модели, в основе которой лежит простое предположение о некоторой иерархии звездных пятен в отношении их влияния на блеск звезды

В подразделе 12 2 приводится описание зональной модели запятненности, которая использовалась в данной работе Эта модель представляет собой новый подход к анализу запятненных звезд, ориентированный на поиск общих свойств запятненных областей на звездах (Алексеев и Гершберг, 1996). В основе этого алгоритма лежит положение, что пятна на активных звездах могут описываться двумя симметричными относительно экватора поясами с широтами от + <р0 до ± (ф0 + Д<р) Такое распределение пятен аналогично королевским широтам на Солнце, и, как показало доплеровское картирование, наблюдается на некоторых запятненных звездах, например a Gem, LQ Hya, HD31993 (Kovari et al, 2001, Strassmeieer et al, 2003) Важно, что в отличие от других моделей, данные о вращательной модуляции по многоцветным наблюдениям анализируются одновременно с данными о долговременных изменениях блеска звезды (на протяжении десятилетий), что дает возможность получать информацию о широтном распределении пятен Модель не накладывает никаких ограничений на широту нахождения пятен, кроме очевидного <р0 + Дф < 90° Полагается, что плотность заполнения поясов пятнами по долготе изменяется по линейному закону от единицы до некоторого числа fmm, причем 0 < fmin < 1 Входными параметрами являются экстремальные точки в полосе V для каждого сезона наблюдений разница между блеском незапятненной фотосферы и сезонным максимумом AVmax, а также амплитуда вращательной модуляции AV Помимо этих входных переменных, модель использует в качестве входных параметров определяемые из наблюдений коэффициенты dB/dV, dR/dV и dl/dV, углы наклона оси вращения звезды i, значения температуры фотосферы Tphot и ускорения силы тяжести lg g (необходимые для выбора коэффициентов потемнения к краю) Определяемыми характеристиками зональной модели являются значения ф0, Дер и fmin, из которых получают площади пятен Ьтах и Ьтш для более темной и более светлой полусферы звезды, и среднюю широту пятен <<р> = фо + Аф/2

Четвертым определяемым параметром является контраст пятен ру в полосе V, из которого определяется разность температур спокойной фотосферы и пятен, в предположении, что распределение энергии в спектре пятна такое же, как в спектре звезды более позднего спектрального класса

Глава 2 "Фотометрические наблюдения исследуемых звезд" посвящена описанию методики фотометрических наблюдений и анализу полученных кривых блеска исследованных систем

В разделе 2.1 приводится описание аппаратуры и методики наблюдений Фотометрические наблюдения были проведены в двух обсерваториях Коуровской астрономической обсерватории Уральского госуниверситета (АО УрГУ) и Крымской астрофизической обсерватории (КрАО) В АО УрГУ применялся 70 см телескоп и двухзвездный электрофотометр, оснащенный автоматической системой гидирования с использованием ПЗС-системы Проводились одновременные наблюдения исследуемой звезды, звезды сравнения и фона неба с автоматической последовательной сменой фильтров В,УиК В КрАО наблюдения были выполнены с помощью 1 25 м телескопа АЗТ-11, оснащенного двухлучевым модулирующим ИВVIII фотометром-поляриметром Пииролы, работающим в режиме фотометрии В обоих случаях средние квадратичные ошибки определения блеска звезд не превышали 0 01ш

Таблица 1 Характеристика полученных наблюдений

Звезда Сезон Упах> Число Продолж, Фильтры Обсерватория

наблюдений т ночей часы

СОСуё 2003 6 10 13 4 22 ВУЯ АО УрГУ

2003 8 10 13 4 27 БУЯ АО УрГУ

2004 6 10 09 9 42 БУЕ. АО УрГУ

2004 8 10 11 9 36 ивуш КрАО

2005 6 10 07 8 41 БУЯ АО УрГУ

ВНУпг 2003 5 9 66 8 32 ШУЮ КрАО

2004 4 9 65 6 26 ивум КрАО

\VYCnc 2005 1 9 50 4 41 БУЯ АО УрГУ

2006 2 9 46 4 43 ВУЯ АО УрГУ

1Ь Сот 2003 4 8 13 12 12 ив УМ КрАО

2004 4 8 13 13 14 ивуи КрАО

М Сот 2003 4 8 96 12 13 ивум КрАО

2004 4 8 94 8 10 ЦВУШ КрАО

ЦХ Ап 2002 9 6 63 8 9 ивуш КрАО

У711 Таи 2002 9 5 86 7 8 ЦВУШ КрАО

СМ Вга 2005 3 12 9 15 76 ВУИ АО УрГУ

Были проведены многоцветные фотометрические наблюдения восьми звезд 4-х короткопериодических систем типа КБ СУп, 3-х классических

систем типа RS CVn, а также системы CM Dra, которая является карликовой переменной типа BY Dra и представляет большой интерес как самая маломассивная затменная система на Главной Последовательности Общая продолжительность наблюдений составила 452 часа (десятки тысяч фотометрических измерений, полученных в течение 131 наблюдательной ночи) Данные представлены в таблице 1

В разделе 2.2 приводятся результаты полученных наблюдений короткопериодических систем типа RS CVn - CG Cyg, ВН Vir, WY Спс и IL Com (подразделы 2 2 1-224)

В разделе 2.3 приводятся результаты наблюдений классических систем типа RS CVn - IN Com, UX Ari и V711 Таи (подразделы 2 3 1 - 2.3 3)

Для всех перечисленных звезд в сезоны 2003 - 2006 гг. были получены кривые блеска и показателей цвета, определены максимальный блеск каждой системы, величина амплитуды вращательной модуляции и ее фазовое положение, а также их изменения в течение наблюдательных сезонов

Амплитуды кривой вращательной модуляции блеска, обнаруженной у всех систем, составили от 0 03ш до 0.17Ш В наблюдениях затменной системы CG Cyg были обнаружены быстрые изменения кривой блеска в течение месяца, связанные, по-видимому, с переключением активных долгот на 180° и существенными изменениями конфигурации пятен Остальные переменные демонстрировали изменения кривой блеска и показателей цвета от сезона к сезону Для малоизученной системы IL Com мы подтвердили малоамплитудную вращательную модуляцию блеска и ее изменения в течение двух сезонов, и впервые определили ее показатели цвета в UBVRI системе Джонсона Для всех систем были построены зависимости блеска в полосах UBRI от блеска в полосе V Эти зависимости оказались линейными, причем для всех программных звезд, за исключением UX Ал, наблюдалось покраснение звезды вблизи фотометрического минимума, т е для вычисленных коэффициентов линейной регрессии выполнялось неравенство dB/dV > dR/dV > dl/dV, что характерно для переменности, вызванной холодными пятнами (Алексеев и Гершберг, 1996) Дня объяснения наблюдавшегося "посинения" UX Ari при уменьшении блеска можно принять гипотезу, что темные пятна, как и на Солнце, сопровождаются яркими факелами (Rodono and Cutispoto, 1992)

В подразделе 2 2.3 1 приводится описание вспышки, впервые зарегистрированной нами в системе WY Спс 19 февраля 2006 г Энергия вспышки вычислена с помощью стандартных формул, с использованием калибровки Джонсона для звезды нулевой величины (Moffet, 1973) Энергия составила от 1034 эрг (полоса R) до 1035 эрг (полоса В), что составляет от 3% до 5% от энергии звезды, выделившейся за время вспышки 64 мин Звезда оставалась ярче предвспышечного уровня (на 0 03m в полосе В) по меньшей

мере, в течение часа после окончания вспышки Дана характеристика запятненности системы до и во время вспышки Показано, что в течение года, предшествовавшего вспышке, наиболее запятненной была лицевая сторона активного компонента, обращенная к звезде-компаньону За полгода перед вспышкой произошло общее увеличение яркости WY Спс на 0 07т при сохранении пятенной конфигурации, затем началось заполнение пятнами обеих полусфер и понижение общего блеска системы Вспышка произошла в эпоху наиболее равномерного заполнения пятнами обеих полусфер звезды в эпоху минимального блеска звезды Вспышке, а также и увеличению яркости сопутствовало локальное "посинение" звезды в фазе, предшествующей главному минимуму, что может указывать на повышенную хромосферную активность звезды Большая энергетика вспышки указывает, что на звезде происходят мощные активные процессы

В разделе 2.4 анализируются кривые блеска системы СМ Dra и представлены вычисления энергии 4-х вспышек, наблюдавшихся в этой системе В работе анализировались наблюдения только в полосе R, малоподверженные дифференциальной экстинкции второго порядка, поскольку использовавшаяся звезда сравнения отличалась по цвету (вблизи СМ Dra (М4 5+М4 5) нет подходящих звезд сравнения) На кривых блеска была обнаружена вращательная модуляция блеска с малой амплитудой ~0 02т Анализ изменения фазового положения минимума блеска показал, что в течение двух лет пятна концентрировались на стороне, обращенной к звезде компаньону, а в два других сезона, отдаленных на десятилетия - почти перпендикулярно линии центров Энергия вспышек равна 1031 — 1032 эрг в полосе R, что составляет несколько процентов от выделившейся энергии звезды и соответствует значениям, характерным для звезд типа BY Dra

В разделе 2.5 рассмотрено распределение залятненных областей по долготе для трех синхронизированных систем - CG Cyg, ВН Vir, WY Спс в течение длительных промежутков времени Для анализа были использованы как собственные наблюдения, так и все доступные опубликованные данные 22 - 36 эпох наблюдений на интервале времени 40 - 42 года С помощью аппроксимации кривой вращательной модуляции блеска первыми двумя гармониками ряда Фурье определялись положения минимумов блеска, которые соответствуют фазе, на которой наблюдается максимальная запятненность, с точностью ± (0 02 - 0 03) фазы На кривых блеска были обнаружены один, или, реже, два минимума, соответствующие главной (доминирующей) и вторичной долготе Вычисленное распределение по фазам запятненных областей позволило сделать вывод о существовании в этих короткопериодических системах двух активных долгот (АД), разнесенных приблизительно на 180°, на которых в основном возникают пятна Интересно, что у всех систем положение АД различно в ВН Vir они расположены на

фазах О 00 и 0 51, в CG Cyg на фазах 0 28 и 0 70, а в WY Спс наблюдается дрейф активных долгот в направлении вращения звезды со средней скоростью 3 8 ± 0 7°/год Если считать, что скорость дрейфа постоянна, то можно предположить, что цикл смены положения АД на 180° составляет 47 лет Обнаружена некоторая неравномерность дрейфа долгот WY Спс большую часть времени пятна располагаются перпендикулярно линии центров компонентов, затем, после кратковременной промежуточной локализации, перемещаются на долготы, расположенные вдоль линии центров компонентов Причем, активные области более компактно группируются к нулевой долготе на лицевой полусфере активного компонента, обращенной к звезде-компаньону

Теоретически можно ожидать, что распределение пятен по поверхности компонентов двойных систем будет отличаться от случая одиночных активных звезд, поскольку в тесных двойных системах приливное влияние компонентов может возбуждать неосесимметричные моды звездного динамо, которые будут проявляться в трассерах звездной активности (Соколов и Пискунов, 2003) Наиболее простое их проявление это АД, которые должны быть выражены значительно сильнее, чем, например, на Солнце Таким образом, существование АД в системах CG Cyg, ВН Vir и WY Спс указывает на неосесимметричность их магнитных полей

В конце главы 2 суммируются полученные выводы

Глава 3 "Результаты моделирования запятненности поверхности исследуемых звезд" посвящена описанию процедуры определения параметров звездных пятен, здесь же приводятся и анализируются полученные результаты

В разделе 3.1 описывается методика моделирования запятненности с помощью зональной модели (Алексеев и Гершберг, 1996) Построение долговременных кривых блеска и оценка величины наибольшего блеска каждой звезды за время ее фотометрических наблюдений были получены после сведения имеющихся в литературных источниках наблюдений в одну фотометрическую систему Джонсона с использованием калибровки Бесселя (Bessell, 1979) При всех расчетах параметры запятненности определялись только на главных компонентах двойных систем Для этого существует несколько причин В анализируемых короткопериодических системах температура и светимость вторичных компонентов меньше, чем у главных Как показали численные расчеты Вивекананды и др (Vivekananda et al, 1991), если бы пятна занимали даже всю поверхность вторичного компонента, они бы не смогли дать наблюдаемую амплитуду вращательной модуляции блеска звезды Половина дополнительных классических звезд являются системами типа SB1, те вторичный компонент не дает вклада в изменения кривой блеска Кроме того, у большинства систем признаки хромосферной активности, например, эмиссионные или молекулярные линии, наблюдались только от главного компонента

Раздел 3.2 посвящен определению и анализу параметров запятненности короткопериодических систем типа 118 СУп, раздел 3.3 — классических систем, а раздел 3.4 посвящен моделированию запятненности одиннадцати дополнительных систем типа КБ СУп по имеющимся в литературе данным

Таблица 2. Параметры запятненных областей исследованных звезд

№ Звезда Sp число Poibs ATsj,« <c[>>, S,% 5<p, Рсус»

ЭПОХ сут К о "/год ГОДЫ

1 CGCyg G9V+K3V 35 0 63 2100 0-7 18 -0 22 - 0 47 17

2 BHVir F8V+G5V 22 0 82 2300 32-34 29 - 22

3 WYCnc G5V+M2V 35 0 83 1700 1-7 21 -0 20 479

4 IL Com F8V+F8V 3 0 96 1700 - 19 - -

5 V711 K1IV+G5V 82 2 84 1300 24-29 33 -1 3--2 6 16 5,

Tau 5 5

6 IN Com G5IIMV 23 5 93 600 39-52 22 -0 66 7-8

7 BI Cet G6IV/V+G6V 13 0 52 2250 26-50 55 - -

8 EI En G5IV 30 195 1200 40-55 36 -2 8--1 1 16

9 V478 Lyr G8V 25 2 18 1850 8-21 9 - 67

10 BY Cet G7V+K5V 8 2 60 2100 2-4 8 - -

11 V1355 K2IV/V+G8V 13 3 82 1500 40-56 34 _ _

On

12 MSSer K2IV+G8V 11 9 60 1300 23-49 21 -4 0 -

13 HUVir K1IV 14 10 42 1650 5-8 17 0 70 -

14 ARPsc K1IV/V+G5/6V 12 12 38 550 23-28 44 -0 76 87

15 ILHya K1IIMV+G0V 44 12 90 1500 40-58 51 0 82 13

16 YZMen кип 8 1931 900 23-27 42 - -

17 IMPeg К21П 43 24 40 1500 5 5-13 29 1 05--0 90 10 1,

28 2

Моделирование запятненности было проведено для 17 хромосферно-активных двойных систем типа RS CVn в 421 наблюдательную эпоху на временных интервалах от 5 до 42 лет Зональные модели запятненности были построены для всех наблюдавшихся звезд, кроме IL Com, UX An и CM Dra, и для одиннадцати дополнительных звезд по всему массиву опубликованных и оригинальных фотометрических наблюдений Для переменной IL Com были впервые получены оценки запятненности в приближении "без потемнения к краю" Полученные параметры запятненных областей всех звезд приведены в таблице 2 спектральный класс Sp, орбитальный период Porb, число эпох, для которых были построены модели, разница температур пятен и незапятненной фотосферы ATSpot, диапазон изменения средней широты поясов запятненности <ф> для северного полушария звезды, исторически максимальная общая

площадь запятненносхи звезды Б в процентах от всей поверхности звезды, а также, если были отмечены, скорости широтного дрейфа пятен 5ф и циклы активности звезды Рсус. Показано, что фотометрическое поведение всех программных звезд описывается с достаточной точностью при помощи зональной модели пятен и дает картину запятненности, качественно аналогичную солнечной - многочисленные мелкие пятна, расположенные в низких и средних широтах (рис.1).

60

* *

40 -

20 -

• •

**

-0-

-1.5 -1.0 -0.5 0.0 0.5 Ко

3000

2000

(?) 60

40

20

ВУ Вга ЙЭ СУп

V-!

Э.% 60

40 -

*

*

• •

о

V-!

V-!

Рис. 1. Зависимость площади, средней широты и температуры пятен от числа Россби и от показателя цвета звезды (V - I). Черным цветом и звездочками показаны системы типа Яв СЛ/п, серым и кружками - В У Ога, а пунктирной линией и символом "солнце" обозначены аналогичные значения для пятен на Солнце.

Полученные характеристики звездных пятен были сопоставлены с показателями цвета звезды V - I (непосредственно наблюдаемыми

величинами, связанными с температурой звезды) и с числом Россби (отношением периода осевого вращения к характерному времени прохождения конвективным вихрем толщины однородной конвективной зоны звезды) Показано, что звезды типа RS CVn хорошо дополняют ранее найденную для звезд типа BY Dra тенденцию средняя широта пятен увеличивается с ростом температуры звезд (Алексеев, 2001) Определенные нами разности температур между спокойной фотосферой и пятнами составляют от 600 до 2300 К для различных звезд, и показывают зависимость - рост Tspot к более горячим звездам Важно, что полученные зависимости хорошо дополняют значения широт и температур пятен на Солнце (рис 1)

Максимальные площади запятненных областей составляют значительную долю полной поверхности звезды (могут доходить до половины звездной поверхности) и показывают слабую тенденцию роста с уменьшением числа Россби

Для девяти исследованных звезд отмечена цикличность пятенной активности, выраженная в изменениях среднего блеска систем и реже - в синхронных изменениях полной площади и средней широты пятен Для пяти систем цикличность активности обнаружена нами впервые с помощью синусоидальной аппроксимации изменений среднего блеска систем методом наименьших квадратов Ошибки определения циклов составили от 0 5 до 3 лет. Длительности определенных циклов согласуются с известными циклами других активных звезд (Hall, 1991)

По полученным моделям запятненности были построены распределения "широта - время", которые показывают характер изменения широт пятен в течение десятилетий Как было предложено в работе Лившица и др. (2003) такое распределение для звезд называют диаграммой бабочек, по аналогии с диаграммами Маундера на Солнце У более половины звезд выявлен дрейф пятен по широте с течением времени. Как правило, пятна смещаются в направлении экватора, аналогично картине развития солнечных пятен, со скоростями от 0 2 до 4 0°/год Полученные скорости в среднем в несколько раз меньше скорости смещения солнечных пятен, но согласуются с оценками для нескольких карликовых звезд спектральных типов G и К (Katsova et al, 2003) Анализ построенной зависимости скорости широтного дрейфа пятен 6ф от показателя цвета В - V для систем типа RS CVn и запятненных карликов позволяет сделать следующий вывод скорость широтного дрейфа постепенно уменьшается к более холодным звездам и при достижении некоторого критического спектрального класса изменяет знак - дрейф пятен меняет характер на антисолнечный

Сравнение изменения широты с изменением площади запятненности со временем обнаружило корреляции и антикорреляции этих величин у восьми звезд Для трех систем, показывающих увеличение площади пятен при

увеличении их широты на всем анализируемом интервале (30 - 40 лет), коэффициент корреляции R(<(p>,S) очень высок' CG Cyg (R = 0 97), WY One (R = 0 97), 1М Peg (R = 0 89) Оценка ошибок коэффициентов корреляции, а также проверка их статистической значимости показали, что обнаруженные корреляции и антикорреляции широты от площади для восьми звезд являются значимыми

В конце главы 3 обсуждаются полученные результаты и приводятся основные полученные выводы

Глава 4 "Определение параметров компонентов и элементов орбиты исследуемых затменных переменных звезд" посвящена определению фундаментальных параметров компонентов и элементов орбиты четырех затменных систем CG Cyg, ВН Vir, WY Спс и CM Dra Кратко описан метод анализа кривых блеска, приводятся полученные элементы исследованных систем Решение кривых блеска, исправленных за эффекты запятненности, проводилось с помощью метода дифференциальных поправок в модели подобных трехосных эллипсоидов по программе, составленной Лавровым (1993) Программа позволяет определять 8 параметров гЬ2, ТЬ2, xi,2, - относительные радиусы, светимости и коэффициенты потемнения дисков звезд к краю для главного и вторичного компонента системы соответственно, е - эксцентриситет, i - наклонение орбиты и w - долготу периастра Эти фотометрические элементы находились из условия минимума суммы квадратов уклонений между теоретической и наблюдаемой кривыми блеска С использованием опубликованных спектральных наблюдений звезд были рассчитаны абсолютные параметры компонентов - массы, радиусы, светимости и болометрические звездные величины Рассчитанные степени заполнения полостей Роша показали, что все затменные системы далеки до заполнения своих критических поверхностей, степень заполнения составляет от 14% (CM Dra) до 66% (CG Cyg) Таким образом, системы являются хорошо разделенными, обмен масс не ожидается, и, следовательно, он не должен оказать заметного влияния на звездную активность. Определено положение всех семнадцати систем, как затменных, так и незатменных, на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, с использованием болометрических поправок и абсолютных звездных величин Компоненты короткопериодических систем типа RS CVn находятся на Главной Последовательности, в то время как классические RS CVn системы в основном занимают область субгигантов

В заключении диссертации суммированы полученные выводы работы

В приложении приводятся таблицы с полученными параметрами запятненности одиннадцати дополнительных систем типа RS CVn, а также перечень основных характеристик всех исследуемых звезд

Список опубликованных работ

Результаты, изложенные в диссертации, опубликованы в 7 статьях в

реферируемых отечественных и зарубежных научных изданиях, а также в 19

публикациях в трудах и тезисах конференций.

1 Кожевникова А В , Алексеев И.Ю , Хекерт П А, Кожевников В П "Долговременная пятенная активность затменных систем WY Спс и ВН Vir" // Астрон Журнал, 2007, том 84, №11, с 1029 - 1045.

2 Kozhevnikova А V, Alekseev I Yu., Heckert Р А, Kozhevmkov V Р "Detection of a large flare in the RS CVn star WY Cnc". // Inf Bull Var Stars, 2006, 5723, p 1 - 4

3 Кожевникова А В, Алексеев И Ю , Кожевников В П, Свечников М А "Долговременная пятенная активность затаенной переменной системы CG Cyg" // Астрофизика, 2005, том 48, № 3, с 349 - 363

4 Алексеев ИЮ, Кожевникова А В "Зональная модель запятненности звезд Применение к системам типа RS CVn" // Астрофизика, 2005, Т 48, с. 535 - 552

5 Кожевникова А В , Кожевников В П, Захарова П Е, Полушина Т С , Свечников М А "Затменная переменная CM Dra: поверхностная активность и элементы орбиты" // Астрон. Журнал, 2004, том 81, №9, с 826 - 834

6 Алексеев И Ю , Кожевникова А В "Вращательная модуляция блеска и пятна на звездах IN Com, IL Com, UX An, V711 Tau". // Астрофизика, 2004, том 47, № 4, с 519 - 532

7 Kozhevmkov V.P, Kozhevnikova A V. "Observations of outside-eclipse brightness variations of CM Dra //Inf Bull Var Stars, N5252,2002, p 1-4

8 Kozhevnikova A V, Alekseev I Yu, Heckert P A, Kozhevmkov V P "Long-term starspot activity of three short-period RS CVn stars BH Vir, WY Cnc and CG Cyg" // Astronomical and Astrophysical Transactions, 2007, V 26, No 1-3,p 111-112

9 Kozhevnikova A.V, Kozhevmkov V P, Zakharova P E, Polushina T S , Svechnikov MA "The eclipsmg binary CM Dra Solar-type activity and physical parameters" // IAU Symposium No 223 Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, Eds Stepanov A V., Benevolenskaya E E, Kosovichev A G, Cambridge U P, 2004, p 687 - 688

10 Кожевников ВП, Кожевникова А В "Запятненность компонент в двойной системе CM Dra" // Труды конф. стран СНГ и Прибалтики Активные процессы на Солнце и звездах, С -Петербург, 2002, с 71-74

11 Кожевникова А В "Автоматизированное построение кривой блеска затменной двойной CM Dra" // Труды 29-й Межд. студ научн. конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2000, с. 91.

12 Кожевникова А В "Построение кривой блеска CM Dra и исследование ее особенностей" // Тез докладов Всероссийской астрономической конференции, Санкт-Петербург, НИИХ СпбГУ, 2001, с 93

13 Кожевникова А В , Кожевников В П, Полупшна Т С , Свечников М А. "Исследование затменной переменной CM Dra по фотометрическим наблюдениям в АО УрГУ" // Труды 32-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2003, с 58-61

14 Кожевникова АВ, Алексеев ИЮ "Особенности пятенной активности затменной переменной CG Cyg" // Труды 33-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2004, с 268

15 Алексеев И Ю, Кожевникова А В "Вращательная модуляция блеска и пятна на звездах IN Com, IL Com, UX An, V711 Tau" // Труды 33-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2004, с 277

16 Kozhevmkova АV, Kozhevmkov VP, Zakharova PE, Polushma TS., Svechnikov MA "The eclipsing binary CM Dra Solar-type activity and physical parameters" // IAU Symposium No 223 Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, Book of abstracts, St -Peterburg, 2004, p 123

17 Алексеев И Ю , Кожевникова А В "Анализ пятенной активности CG Cyg по фотометрическим наблюдениям" // Труды ГАИШ tLXXV, тезисы Всероссийской астрономической конференции, Москва, МГУ, ГАИШ,

2004, с 141

18 Кожевникова А В , Алексеев И Ю , Кожевников В П, Свечников М А. "Фундаментальные характеристики и долговременная активность двойной системы CG Cyg". // Труды 34-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2005, с 253.

19 Алексеев И Ю , Кожевникова А В "Запятненность звезд типа RS CVn" // Труды 34-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург,

2005, с 245

20 Кожевникова А В , Алексеев И Ю , Кожевников В.П, Свечников М А "Запятненная затменная система CG Cyg. два сезона наблюдений" // Труды ГАИШ, том LXXVIII, тезисы докладов, Восьмой съезд АО и Международного симпозиума "Астрономия-2005 состояние и перспективы развития", Москва, 2005, с 77

21 Кожевникова АВ, Алексеев ИЮ, Свечников МА "Особенности пятенной активности избранных двойных звезд поздних спектральных классов" // Труды 35-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2006, с 249

22 Кожевникова А В "Пятенная активность двойных звезд поздних спектральных классов" // Тезисы докладов конференции "Демидовские чтения на Урале", Екатеринбург, УрГУ, 2006, с 83-84

23 Кожевникова А В , Алексеев И Ю , Хекерт П А, Кожевников В П. "Долговременная пятенная активность короткопериодических систем типа RS CVn" // Тезисы докладов Всероссийской астрономической конференции "Тесные двойные звезды в современной астрофизике", Москва, ГАИШ, 2006, с 29

24 Кожевникова А В , Алексеев И Ю , Хекерт П А., Кожевников В П "Активность двух короткопериодических двойных систем типа RS CVn -

BH Vir и WY Спс" Н Труды 36-й Межд студ научн. конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2007, с 235 25 Кожевникова А В , Алексеев И Ю , Хекерт П А, Кожевников В П "Долготное распределение пятен в короткопериодических запятненных системах BH Vir, WY Спс и CG Cyg" // Труды Всероссийской астрономической конференции ВАК-2007, Казань, 2007, с. 239 - 241. 26. Кожевникова А В, Алексеев И Ю "Классические и короткопериодические системы типа RS CVn сравнение параметров запятненности" // Труды 37-й Межд студ научн конф Физика Космоса, Екатеринбург, 2008, с 259

Список литературы

Алексеев И Ю, Гершберг Р Е, 1996, Астрон журн., 73, 579 Алексеев И Ю, 2001, Запятненные звезды малых масс, Одесса АстроПринт Гершберг Р Е, 2002, Активность солнечного типа звезд Главной Последовательности, Одесса, Астропринт

Лавров МИ, 1993, Комплекс программ на языке Бейсик для анализа кривых блеска затменных двойных систем, Тр Казанской городской астрон Обсерв , 53, 34

Лившиц M А., Алексеев И Ю , Кацова M M, 2003, Астрон журн, 80, 613 Соколов ДД, Пискунов НЕ, 2003, Известия РАН, Серия физическая, 67, 305

Berdyugina S V., 2005, Living Rev Solar Phys., 2, 8 Bessell M S , 1979, Publ Astron Soc Pacif, 91, 589

Budding E , Kadoun T, Gimenez A., 1982, Astrophys And Space Science, 88, 453

Chugainov P F., 1966, Inform Bull Var Stars, 122 Dorren J D, Gurnan E.F , 1982, Astrophys J, 252,296

Hall D S, 1976, in IUA colloquium 29 Multiple Periodic Variable Stars, W.S Fitch (eds), Reidel, Dordrecht, 287 Hall D S., 1991, Astrophys J, 380, L85

Katsova M M, Livshits M A, Belvedere G, 2003, Solar Physics, 216, 353

Kovari Zs, Strassmeier К G , Bartus J, et al, 2001, Astron Astrophys , 373,199

Kron G E, Astron J., 1950,55,69

Moffet T F , 1973, Mon Not. Roy Astron. Soc, 164,11

Ramsey L W, Nations H L , 1980, Astrophys J, 239,121

Rodono M, Cutispoto G, 1992, Astron Astrophys Suppl Ser, 95, 55

Strassmeier KG, Hall DS, Fekel F.C, Scheck M, 1993, Astron Astrophys

Suppl Ser, 100, 173.

Strassmeier К G, Kratzwald L, Weber M, 2003, Astron Astrophys, 408,1103 Vivekananda P. Rao, Sarma M В R, and Praksa Rao В V.N S , 1991, J Astrophys Astron 12,225

Формат бумаги 60*90 1/ 16. Бумага офсетная. Печать ризографическая. Тираж 90 экз. Отпечатано в ПК «Объединение Вента» с оригинал-макета заказчика. 197198, Санкт-Петербург, Большой пр. П.С., д. 29а, тел.718-4636.

Введение.

Глава 1. Методы исследования запятненности активных звезд.

1.1. Спектральные методы.

1.1.1. Анализ молекулярных полос.

1.1.2. Доплеровское картирование.

1.2. Фотометрические методы.

1.2.1. Иерархическая модель.

1.2.2. Модель зональной запятненности.

Глава 2. Фотометрические наблюдения исследуемых звезд.

2.1. Аппаратура и методика наблюдений.

2.1.1. Наблюдения в астрономической обсерватории УрГУ.

2.1.2. Наблюдения в Крымской астрофизической обсерватории.

2.2.Результаты наблюдений короткопериодических систем типа ЛБ СУп.

2.2.1. Кривые блеска СО Cyg.

2.2.2. Кривые блеска ВН Ук.

2.2.3. Кривые блеска Спс.

2.2.3.1. Вспышечная активность \УУ Спс.

2.2.4. Кривые блеска 1Ь Сот.

2.3.Результаты наблюдений классических систем типа КБ СУп.

2.3.1. Кривые блеска Ш Сот.

2.3.2. Кривые блеска ЦХ Ал.

2.3.3. Кривые блеска У711 Таи.

2.4. Результаты наблюдений красной карликовой системы СМ Бга -переменной типа ВУ Ога.

2.4.1. Кривые блеска СМ Бга.

2.4.2. Вспышечная активность СМБга.

2.5. Распределение пятен по долготе в короткопериодических системах типа 118 СУп на длительных интервалах времени.

2.6. Выводы.

Глава 3. Результаты моделирования запятненности поверхности исследуемых звезд.

3.1. Методика определения параметров запятненности звезды в рамках зональной модели.

3.2. Параметры запятненности короткопериодических систем типа КБ СУп.,.

3.2.1. СО Cyg.

3.2.2. ВН Угг.

3.2.3. \УУ Спс.

3.2.4.1Ь Сот.

3.3. Параметры запятненности классических систем типа ЯБ СУп.

3.3.1. Ш Сот.

3.3.2. их Ал. 3.3.3. У711 Таи.

3.4. Результаты моделирования запятненности одиннадцати дополнительных классических звезд типа КБ СУп по данным литературы.

3.5. Обсуждение результатов и выводы.

Глава 4. Определение параметров компонентов и элементов орбиты исследуемых затменных переменных звезд.

4.1. Метод анализа кривых блеска тесных двойных систем.

4.2. Определение эволюционного статуса, фотометрических и абсолютных элементов орбиты исследуемых звезд.

4.2.1. CG Cyg.

4.2.2. ВН Vir.

4.2.3. WY Спс.

4.2.4. CMDra.

4.3. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела исследуемых звезд.

4.4. Выводы.

Актуальность темы

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

Можно выделить следующие проявления звездной активности:

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

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

3. Вспышечная активность.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Цели работы

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

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

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

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

Научная новизна работы

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

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

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

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

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

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

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

Научная и практическая значимость работы

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

На защиту выносятся

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

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

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

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

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

Апробация результатов

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

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

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

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

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

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

Публикации

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

Вклад автора

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

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

Выводы

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

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

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

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

1. Алексеев И.Ю., 2001, Запятненные звезды малых масс, Одесса: АстроПринт

2. Алексеев И.Ю., 2003, Астрон. журн., 80, 467

3. Алексеев И.Ю. ,2005, Астрофизика, 48, 29

4. Алексеев И.Ю., 2006, Астрофизика, 49, 259

5. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1996а, Астрон. журн., 73, 579

6. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 19966, Астрон. журн., 73, 589

7. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1996, Астрофизика, 39, 67

8. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1997, Астрон. журн., 74, 240

9. Алексеев И.Ю., Кожевникова А.В., 2004, Астрофизика, 47, 519

10. Алексеев И.Ю., Кожевникова А.В., 2005, Астрофизика, 48, 535

11. Алексеев И.Ю., Козлова О.В., 2001, Астрофизика, 44, 529

12. Бруевич Е.А., Кацова М.М., Соколов Д.Д., 2001, Астрон. журн., 78, 827

13. Гершберг Р.Е., Шаховская Н.И., 1974, Известия Крым. Астрофиз. Обсерв., 49, 73

14. Гершберг Р.Е., 1990, Солнечная активность в мире звезд, Москва. Знание

15. Гершберг Р.Е., 2002, Активность солнечного типа звезд Главной Последовательности, Одесса, Астропринт

16. Иванова В.М., Калинина В.К, Нешумова А.А., Решетникова И.О., 1981, Математическая статистика, М. Высшая школа

17. Кацова М.М., Лившиц Ml А., 2006, Астрон. журн., 83, 649

18. Кожевников В.П., Физика космоса, Захарова П.Е., Кузнецов Э.Д. и др. (ред.), 2002, Екатеринбург: Изд-во УрГУ, 169

19. Кожевникова А.В., Кожевников В.П., Захарова П.Е., Полушина Т. С, СвечниковМ.А., 2004, Астрон. Журнал, 81, №9, 826

20. Кожевникова А.В., Алексеев И.Ю., Кожевников В.П., Свечников М.А., 2005, Астрофизика, 48, № 3, 349

21. Кожевникова А.В., Алексеев И.Ю., Хекерт П.А., Кожевников В.П., 2007, Астрон. Журнал, 84, №11, 1

22. Лавров М.И., 1980, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд Ч. 1: Казан. Ун-т

23. Лавров М.И., 1981, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд 4.2: Казан. Ун-т

24. Лавров M.K, 1982, Машинный анализкривых блеска затменных двойных звезд, Ч.З: Казан. Ун-т

25. Лавров М.И., 1993, Комплекс программ на языке Бейсик для анализа кривых блеска затменных двойных систем, Тр. Казанской городской астрон. Обсерв., 53, 34

26. Лившиц М.А., Алексеев И.Ю., Кацова М.М., 2003, Астрон. журн., 80, 613

27. Носкова Р.К, 1989, Письма в Астрон. журн., 15, 346

28. Свечников М.А., 1986, Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд, Иркутск

29. Соколов Д.Д., Пискунов Н.Е., 2003, Известия РАН, Серия физическая, 67,

30. Страйжис В., 1982, Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс, Мокслас

31. Сурдин ВТ., 2001, Рождение звезд, Москва, УРСС

32. Хилтнер В.А., 1967, Методы астрономии, издательство "Мир", Москва

33. Хохлова В.Л., 1975, Астрон. журн., 52, 950

34. Цесевич В.П., 1971, Затменные переменные звезды, М., Наука, 21

35. Чугайнов П.Ф., 1973, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 48, 3

36. Чугайнов П.Ф., 1976, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 55, 94

37. Щиголев Б.М., 1962, Математическая обработка наблюдений, издательстыво физико-математической литературы, Москва, стр. 251-276

38. Aarum Ulvas V., Henry G W., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1033

39. Aarum Ulvas V., Engvold O., 2003, Astron. Astrophys., 399, LI 1

40. Abt K, 1965, Publ. Astron. Soc. Pacif., 77, 367

41. Afsar M, Ibanoglu С, 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 4980

42. Afsar M., HeckertP.A., Ibanoglu C, 2004, Astron. Astrophys., 420, 595.

43. Alekseev I. Yu., 2004, Solar Phys., 224, 187

44. Alekseev I.Yu., Gershberg R.E., 1997, The Earth and the Universe., Asteriadis G., Bantelas A., Gontadakis M.E. et al.,(eds). - University of Thessaloniki, 43

45. Alekseev I. Yu., Kozlova O. V., 2003, Astron. Astrophys., 403, 205

46. AmadoP.J., 1997, Physical Properties of Starspots, Ph. D. Thes., University of Belfast

47. Andruk V., Kharchenko K, Schilboch E., Scholz R.D., 1995, Astron. Nachr., 316, 225

48. Andrews A.D., Rodono M., LinskyJ.L., et ah, 1988, Astron. Astrophys., 204,

49. Arevalo M., andLazaro С, 1999, Astron. J. 118, 1015

50. Argue A.N., 1963, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 125, 557

51. Baliunas S.L., Vaughan AM., 1985, Annual review of astronomy and astrophysics, 23, 379

52. Banks T, Budding R, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3305

53. Barry D.C., 1979, Astrophys. J., 230, L87

54. Bartolini C, GuarnieriA., PiccioniA. etal., 1978, Astron. J., 83, 1510

55. Bartolini C, Blanco C, Catalano S. etal., 1983, Astron. Astrophys., 117, 149

56. BeckertD;, CoxD., Gordon S., et al, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3398

57. BeckertD., Gordon S., JaderlundE. etal, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3556

58. Berdyugina S.V., 1999 b, in: Astrophysics with the NOT, H.Karttunen, V.Piirola (eds.), University of Turkey, 206*

59. Berdyugina S. V, 2004, Sol. Phys., 224, 123

60. Berdyugina S. V., 2005, Living Rev. Solar Phys., 2, 8

61. Berdyugina S. V, Tuominen L, 1998, Astrom Astrophys., 336, 25

62. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin I.V., Tuominen I, 1998, Astron. Astrophys., 340; 437

63. Berdyugina S. V., Ilyin I. V., Tuominen I, Astron. Astrophys., 347, 932, 1999 a

64. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin IV., Tuominen I, 2000, Astron. Astrophys., 360, 272

65. Berdyugina S. V, Pelt J., Tuominen I, 2002, Astron. Astrophys., 394, 505

66. Berdyugina S. V, Usoskin I.G., 2003, Astron. Astrophys., 405, 1121

67. Bessell M.S., 1979, Publ. Astron. Soc. Pacif., 91, 589

68. BondH.E., Livio M, 1990, Astrophys. J., 355, 568

69. BoppB. W., FekelF.C.,\976, Astron. J., 81, 771

70. BoppB. W., Evans D.S., 1976, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 343

71. Bopp B. W., Espenak F., 1977, Astron. J., 82, 916

72. Bopp B. W., Talcott J. С, Astron. J., 1978, 83, 1517

73. Bopp B. W., Noah P. V, Klimke A., Africano J.L., Astrophys. J., 1981, 249, 210

74. Bopp B. W., Аке ТВ., Goodrich B.D. et al., Astrophys. J., 1985, 297, 691

75. BoydL.J., Genet R.M., Hall D.S., et al, 1990, International Amateur- Professional Photoelectric Photometry Communication, 42, 44

76. Budding E., Kadouri T, Gimenez A., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 88,

77. BuddingE, ZeilikM., 1987, Astrophys. J., 319, 827

78. Caillault J.P., Drake S., FlorkowskiD., 1988, Astron. J, 95, 887

79. Carlos R. C, Popper DM., 1971, Publ. Astron. Soc. Pacif., 83, 504

80. Chambliss C.R., 1965, Astron. J. 70, 741

81. Chambliss C.R., Detterline P. J., 1979, Inform. Bull. Var. Stars, 1591

82. Chugainov P.F., 1966, Inform. Bull. Var. Stars, 122

83. Claret A., 2004, Astron. Astrophys, 424, 919

84. ClementR., Reglero V., GarciaM., FabregatJ., SusoJ., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 124, 499

85. Cousins A. W.J., 1963, Mon. Not. Astron. Soc. S. Africa, 22, 58

86. Cutispoto G., 1990, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 84, 397

87. Cutispoto G, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 435

88. Cutispoto G, 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 397

89. Cutispoto G, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 102, 655

90. Cutispoto G, 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 111, 507

91. Cutispoto G, 1998 a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 127, 207

92. Cutispoto G, 1998 6, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 131, 321

93. Cutispoto G, Pallavicini R., Kurster M., Rodono M., 1995, Astron. Astrophys., 297, 764

94. Cutispoto G, Tagliaferri R., Pallavicini L., Pasquini, 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 115, 11

95. Cutispoto G, Messina S., Rodono M., 2001, Astron. Astrophys., 367, 910

96. Cutispoto G, Messina S., Rodono M , 2003, Astron. Astrophys. 400, 659

97. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3249

98. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3609

99. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1994, Inform. Bull. Var. Stars, 4051

100. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 5011 lOl.DeegH.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., et al, 1998, Astron. Astrophys, 338,

101. Dempsey R.C., Linsky J.L., Fleming T.A., Schmitt J.H.M.M., 1993, Astrophys. J. Suppl. Ser., 86, 599

102. Deutsch A.J., 1958, Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics, B.Lehnert (eds)., Cambridge, 209

103. Donahue R.A., Baliunas S.L., 1994, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.P. Caillault (eds). Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 64, 396

104. DonatiJ.-F., 1999, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 302, 457

105. Donati J.-F., Semel M., Carter B.D. et al, 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 658

106. Doyle J.G., 1995, Astron. Astrophys., 300, 819

107. Doyle L.R., DeegH.J., Kozhevnikov V.P., et al, 2000, Astrophys. J, 535, 338

108. DorrenJ.D., 1987, Astrophys. J., 320, 756

109. Dorren J.D., Guinan E.F., 1982, Astrophys. J., 252, 296

110. Drake J.J., Brown A., Patterer R.J., et al, 1994, Astrophys. J., 421, L43

111. Dryomova G, Perevozkina E., Svechnikov M., 2005, Astrom Astrophys., 437,

112. Eaton J.A. 1992, in Surface Inhomogeneities in Late-Type stars, edited by P. Byrne & D. Mullan (Springer, Berlin), 15

113. Eaton J.A., Henry G. W., Bell C, OkorogiiA., 1993, Astron. J., 106, 1181

114. Eaton J.A., Henry G.W., FekelF.C, 1996, Astrophys. J., 462, 888

115. Eggen O.J., 1973, Publ. Astron. Soc. Pacif., 85, 42

116. Elias N.MI, Ouirrenbach A., WitzeiA. et al, 1995, Astrophys. J., 439, 983

117. FekelF.C, 1996, Astron. J., 112, 269

118. Fekel F. C, Hall D.S., Henry G. W. et al, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2110

119. FekelF.C, Moffett T.J., Henry G.W., 1986, Astrophys. J. Suppl. Ser., 60, 551

120. Garcia-Alvarez D., Barnes J.R., Collier Cameron A. et al., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1073

121. Garcia M., Baliunas S.L., ConroyM. etal, 1980, Astrophys. J., 240, L.107

122. Hall D.S., 1976, in IUA colloquium 29: Multiple Periodic Variable Stars, W.S. Fitch (eds), Reidel, Dordrecht, 287

123. HallD.S., 1991, Astrophys. J, 380, L85

124. HallD.S., Montle R.E., Atkins H.L., 1975, Acta Astron., 25, 125

125. HallD.S., Kreine J.M., 1980, Acta Astron, 30, 387

126. HallD.S., Henry G. W., Louth H, 1982, Astrophys. J., 257, L.91

127. HallD.S., Henry G. W., SowellJ.R., 1990, Astron. J., 99; 396

128. HarringtonR.S. andDahn C.C., 1980, Astron. J., 85, 454

129. HatzesA.P., VogtS.S, 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 258, 387

130. HeckertP.A., 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4627

131. HeckertP.A, 2001, Astron. J. 212, 1076

132. HeckertP.A, 2003, Inform. Bull. Var. Stars, 5451

133. HeckertP.A., ZeilikM., 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3294

134. HeckertP.A., ZeilikM., 1990, Inform. Bull. Var. Stars, 3416

135. HeckertP.A., ZeilikM., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3688

136. HeckertP.A., Summers D. L., 1995, Inform. Bull. Var. Stars, 4225

137. HeckertP.A., Maloney G.V., Stewart M.C., OrdwayJ.L, Hickman A., ZeilikM., 1998, Astron. J., 115, 1145

138. Henry G. W., 1981, Inform. Bull. Var. Stars, 1928

139. Henry G.W., Eaton J.A., Hamer J., Hall D.S., 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., 97,513

140. Herbst W., 1973, Astron. Astrophys., 26, 137

141. Hoffmann M., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 47,561

142. HoggF.S., 1939, Publ. David Dunlap Obs., 1, 81

143. Hoag A.A., Johnson H.L., Iriarte В., Mitchell R.I., Hallam K.L., Sharpless S. (196П Publ. US. Nav. Obs. XVII Part VIL 347

144. Tan Hui-Song; Wang Xun-Hao; Pan Kai-Ke, 1991, Acta Astronomica Sinica, 32, 145

145. Jasniewicz G., Duquennoy A., Acker A., 1987, Astron. Astrophys., 180, 145

146. Jasniewicz G, Thevenin F., Monier R., Skiff B.A., 1996, Astron. Astrophys., 307, 200

147. Jetsu J, Pelt, Tuominen I., Nations H, 1991, The Sun and Cool Stars: Activity, Magnetism, Dynamos. Tuominen I., Moss D., Riidiger G. (eds), Springer: Berlin, Lecture Notes Phys., 380, 381

148. Johnson H.L., Knuckles C, Astrophys. J., 1955,122, 209

149. Johnson H. L., 1966, Ann. Review., 4, 193

150. Katsova MM., Livshits M.A., Belvedere G, 2003, Solar Physics, 216, 353

151. Kitamura M., Nakamura Т., Takahashi G, 1957

152. KJurkchieva D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2003, Astron. Astrophys., 400,

153. Kjurkchieva D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2004a, Astron. Astrophys., 415,

154. Kjurkchieva D.P., Marchev D.V., Heckert P.A. and Shower C.A., 20046, Astron. Astrophys., 424, 993

155. Koch R., 1967, Astron. J, 213, 458

156. Kodaira K.,Ichimura K, 1982, Pabl. Astron. Soc. Japan, 34,21

157. Kopal Z , 1946, Harvard Obs. Monograph, 6

158. Kopal Z., 1959, Close Binary Systems, New York

159. Korhonen H, Berdyugina S. V., Tuominen Z, 2004, Astron. Nachr., 325, 402

160. Kovari, Zs., Strassmeier KG., Bartus J., et al., 2001, Astron. Astrophys., 373,

161. Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E., 2000, Euroconference on Disks, Planetesimals and Planets, F.Garzon, C.Eiroa, D.de Winter, T. J.Mahoney (eds), Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 219, 381

162. Kozhevnikov V.P., Kozhevnikova A. V., 2002, Inform. Bull. Var. Stars, 5252

163. Kozhevnikova A.V., Alekseev I.Yu., Heckert P. A., Kozhevnikov V.P., 2006, Inform. Bull. Var. Stars, 5723

164. Kron G.E., 1950, Astron. J., 55, 69

165. Kron G.E., 1952, Astrophys. J., 115, 301

166. Krzeminski W., Kraft R.P., 1967, Astron. J., 72, 307

167. Kuczawska E., Mikolajewski Ml, 1993, Acta Astron.,.43, 445

168. Lacy C.H., 1977, Astrophys. J, 218, 444

169. Landis H.J., HallD.S., 1976, Inform. Bull. Var. Stars, 1113

170. Lazaro C., Arevalo M.J., 1997, Astron. J., 113, 2283

171. Lloyd-Evans Т., KoenM.G.J., 1987, South Afr. Astron. Obs. Circ, 11, 21

172. Maceroni C, BianchiniA., Rodono M., Veer F., Vio R., 1990, Astron. Astrophys., 237, 395

173. Malasan H.L., Yamasaki A., KondoM., 1991, Astron. J., 101, 2131

174. Manfroid J., Sterken C, Bruch A. et al, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 87,481

175. Mathioudakis M., Doyle J.G., Avgoloupis V., Mavridis L.N., Seiradakis J. H., 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Sos., 255, 48

176. Mekkaden M. V., Sinachopoulos D, 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3228

177. MekkadenM.V., RaveendranA.V., 1998, Astron. Astrophys., 338, 1031

178. MendozaE.E., 1963, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 3, 167

179. MendozaE.E., 1967, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 4, 149

180. MiloneE.F., ZiebarthKE., 1974, Publ. Astron. Soc. Pacif., 86, 684

181. Milone E.F., Castle KG, Robb R:M. et al, 1979, Astron. J., 84,417,

182. Mitrou C.K., Doyle J.G., Mathioudakis K, Antonopoulou E., 1996, Astron. Astrophys. Supp. Ser., 115, 61

183. Mohin S., Raveendran A. K, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 100, 331

184. Moffet Т.Е., 1973, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 11

185. MutelR.L., Lestrade J.F., Preston RA., Phillips R.B., 1985, Astrophys. J., 289,

186. Naftilan S.A., MiloneE.F., 1979, Astron. J., 84,1218

187. O'NealD., Saar S.H., NeffJ.K, 1996, Astrophys. J., 463, 766

188. Olah K., Kollath Z., Strassmeier K.G., 2000, Astron. Astrophys., 356, 643

189. Olah K., Strassmeier K.G., 2002, Astron. Nachr., 323, 361

190. Olson E.C. 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2206

191. Osten R.A., Brown A., Wood B.E., Brady Ph., 2002, Astrophys. J. Suppl. Ser., 138, 99

192. Owen F.N., Jones T.W., Gibson DM., 1976, Astrophys. J., 210, L27

193. Padmakar S.K., Pandey Т., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 203

194. Pallavicini R., Cutispoto G., Randich S., Gratton R. 1993, Astron. Astrophys., 267, 145

195. Parthasarathy M, RaveendranA.V., MekkadenM.V., 1981, Astrophysics and Space Science, 74, 87

196. Patkos L., 1981, Astrophysical Letters, 22, 1

197. Perryman M.A.C., Lindegren L., Kovalevsky J., et al, 1997, Astron. Astrophys., 323,149

198. Petit P., Donati J.-F, Wade G.A. et al, 2004, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 348,1175

199. Phillips M.J., Hartmann L., 1978, Astrophys. J., 224, 182

200. Piirola V., 1984, Observ. Astrophys. Lab. Univ. Helsinki. Rep., 6, 151

201. PiotrovskiS., 1948, Astrophys. J., 108, 36

202. Piskunov N., 1996, in IAU Symp. 176, Stellar surface structure, ed. Strassmeier K.G. and Linsky J.L., 45

203. Piskunov N.E., Kupka F., Ryabchikova T.A. et al., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119

204. Рое C.H., Eaton J.A., 1985, Astrophys. J., 289, 644

205. Popper DM., 1994, Astron. J., 108, 1091

206. Popper DM., 1997, Astron. J., 114, 1195

207. Popper DM., Ulrich R.K., 1977, Astrophys. J., 212, L131

208. Pojmanski G., 1998 , Acta Astron., 48, 711

209. Pounds K.A., Allan D.J., Barber С et al, 1993, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 260, 77

210. Pribulla Т., Vanko M., Parimu S., Chochol D., 2002, Inform. Bull. Var Stars, 5341

211. Proctor D.D., LinnellA.P., 1972, Astrophys. J. Suppl. Ser., 24, 449

212. Randich S., Gratton R., Pallavicini R., 1993, Astron. Astrophys., 273, 194

213. Ramsey L. W., Nations H.L., 1980, Astrophys. J., 239; 121

214. Raveendran A.V., Mohin S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 788

215. Raveendran A. V., Mekkaden M. V. 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4646

216. Ribarik G., Olah K., Strassmeier KG., 2003, Astron: Nachr., 324, 202

217. Rodono M., Cutispoto G, Pazzani V. etal., 1986, Astrom Astrophys., 165, 135

218. Rodono M., Cutispoto G., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 55

219. Rodono M., Lanza A.F., Catalano S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 75

220. Rucinski 5.М,Л981, Acta Astron., 32, 363

221. Rucinski S.M., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2277

222. RusselHM, 1945, Astrophys. J., 102, 1

223. RusselH.N, 1948, Astrophys. J., 108; 388=

224. RusselH.N, Merrill JE., 1952, Contr. Princeton Univ. Obs. № 26

225. SaarSH, Brandenburg A., 1999, Astrophys. J., 524, 295

226. Saar S.H., Peterchev A., O'Neal D., Neff J.E., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun; R.J.Garcia Lopez, R.Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 1057

227. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1980, Acta Astronomica, 30,. 101

228. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1981, Acta Astronomica, 31, 103

229. Scaltriti F., Cellino A., Ausso M., 1985, Astron. Astrophys., 149, 11

230. Scaltriti F., Piirola V., Coyne G.V. et ah, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 102, 343

231. Slee O.B., Nelson G.J., StewartR.T. et al, 1987, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 229, 659

232. SchnellA., Purgathofer A., 1983, Astron. Astrophys., 127, L5

233. SokoloffD.D., Piskunov N.E., 2002, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 334, 925

234. Sowell J.R., Wilson J.W., Hall D.S., Peyman P.E., 1987, Publ. Astron. Soc. Pacif, 99,407

235. Sterken C, Manfroid J., Anton K. et al, 1993, Astron. Astrophys. SuppL Ser., 102,79

236. StrassmeierK.G.,\994, Astron. Astrophys., 281, 395

237. StrassmeierK.G., 2000, Astron. Astrophys., 357, 608

238. Strassmeier K.G., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia 1.opez, R. Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, 271

239. Strassmeier KG., 2005, Astron. Nahr., 326, 269

240. StrassmeierK.G., HallD.S., BoydL.J., GenetR.M., 1989,s Astrophys. J. Suppl. Ser., 69, 141

241. Strassmeier K.G., RiceJ.B., Wehlau W.H. etal., 1991, Astron. Astrophys., 247,

242. Strassmeier KG., Hall D.S., Fekel F.C., Scheck M., 1993, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 100, 173

243. Strassmeier KG., HublB., Rice J.B., 1997 a , Astron. Astrophys., 322, 511,

244. Strassmeier KG., Bartus J., Cutispoto G., Rodono M, 1997 b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 125, 11

245. Strassmeier KG., Serkowitsch E., Granzer Th., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 140, 29,

246. Strassmeier KG., Bartus J, 2000, Astron. Astrophys., 354, 537

247. Strassmeier KG., Kratzwald L. and Weber M., 2003, Astron. Astrophys., 408, 1103

248. Tagliaferri G., Cutispoto G., Pallavicini R. et al., 1994, Astron. Astrophys., 285, 272

249. Torres C.A.O., Ferraz-Mello S., 1973, Astron. Astrophys., 27, 231

250. TrumplerR. J., 1938, Lick Obs. Bull., 18, 167

251. Unruh Y.C., Knaak R., Fligge M., Solanki S.K, 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia Lopez, R. Rebolo, M.R. Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 748

252. Viti S., Jones H.R.A., Schweitzer A. et al., 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 780

253. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., 1983, Journal of Astrophysics and Astronomy, 4, 161

254. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., and Praksa Rao B.V.N.S., 1991, J. Astrophys. Astron. 12, 225

255. VogtS.S., 1975, Astrophys. J., 199, 418

256. VogtS.S., 1981, Astrophys. J., 247, 975

257. VogtS.S., PenrodG.D., 1983, Publ. Astron. Soc. Pacif., 95, 565

258. Vogt S.S., Hatzes A.P., 1991, The Sun and Cool Stars: activity, magnetism, dynamos, Eds. I. Tuominen, D. Moss, G. Rudiger (eds), Springer-Verlag, 297

259. Vogt S.S., Hatzes A., Mirsch A.A., Kurster M., 1999, Astrophys. J. Suppl. Ser., 121, 547

260. Walter F.M., Charles P.A., Bowyer C.S., 1978, Nature, 274, 569

261. Walter EM., Cash W., Charles P.A., andBowyer C.S., 1980, Astrophys. J. 236,

262. Weber M., Strassmeier K.G., 1998, Astron. Astrophys., 330, 1029

263. Wilson O.C., 1968, Astrophys. J., 153, 221

264. XiangF., DengS., Liu Q.,,2000, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 146, 7

265. ZeilikM., ElstonR., Henson G., etal, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2138

266. ZeilikM., BatuskiD, Burke S. et al., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2257

267. ZeilikM, Blasi CD, Rhodes M., BuddingE., 1987, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.L.Linsky, R.E.Stencel (eds), Berlin: Springer-Verlag, 503

268. Zeilik M, Ledlow M., Rhodes M., Arevalo M.J., Budding E., 1990, Astrophys. J., 354, 352

269. ZeilikM., Ledlow M., Rhodes M. et al, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3663,

270. ZeilikM., GordonS., JuderlundE., etal, 1994, Astron. J., 421, 303

271. ZhaiD.S., ZhangX.Y., Qiao G.J., 1990, Astron. Astrophys., 237, 148

272. ZhaiD.S., FoingB.K, Cutispoto G. etal, 1994, Astron. Astrophys., 282, 168