Спектральная переменность, структура атмосфер и рентгеновское излучение ОВ-звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

На правах рукописи

Душин Вячеслав Вячеславович

Спектральная переменность, структура атмосфер и рентгеновское излучение ОВ-звезд

01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

28 ОКТ 2015

Санкт-Петербург - 2015

005563921

Работа выполнена в Санкт-Петербургском государственном университете.

Научный руководитель:

Холтыгин Александр Федорович д. ф.-м. н.

Официальные оппоненты:

Бычков Константин Вениаминович д. ф.-м. н.,

М- ч/.-м. п.,

ГАИШ МГУ,

вед. науч. сотр.

Погодин Михаил Александрович д. ф.-м. н., ст. науч. сотр.,

ГАО РАН,

гл. науч. сотр.

Ведущая организация:

САО РАН

Защита состоится 8 декабря 2015 г. в 15 часов 30 минут на заседании диссертационного совета Д 212.232.15 при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр. д. 28, ауд. 2143 (Математико-механический факультет).

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке им. М. Горького Санкт-Петербургского государственного университета по адресу: 199034, Санкт-Петербург, Университетская наб., 7/9 и на сайте http://spbu.ru/science/ disser/soiskatelyu-uchjonoj-stepeni/dis-list/details/14/590.html.

Автореферат разослан 2015 г.

Ученый секретарь диссертационного совета,

к. ф.-м. н.

Введение

Данная диссертация посвящена обнаружению и интерпретации переменности профилей линий в спектрах массивных звезд ранних спектральных классов (ОВА), поиску их магнитного поля и изучению влияния нестационарных процессов на отношение интенсивностей запрещенных и интеркомбинационных линий R = f /г.

Общая характеристика работы

Актуальность работы. Одной из наиболее важных проблем звездной астрофизики является изучение спектральной переменности звезд, особый интерес в этой связи представляют звезды ранних спектральных классов, профили линий в спектрах которых переменны на шкалах времени от нескольких суток до часов. Спектральные наблюдения горячих звезд в различных диапазонах: рентгеновском, УФ-, видимом — свидетельствуют о присутствии в атмосферах звезд структур различных размеров и плотностей [1-7] и [40]. Формирование этих структур объясняется вращением, нерадиальными пульсациями, образованием околозвездных дисков, струй и т. д. На образование крупномасштабных структур может оказывать влияние магнитное поле звезд [8-11].

Наличие магнитного поля у ОВА-звезд может служить одной из причин их сильного рентгеновского излучения. В рамках модели магнитно удерживаемой ударной волны (Magnetically confined wind-shock model, MCWS) потоки вещества звездного ветра направляются вдоль магнитных силовых линий к магнитному экватору, где сталкиваются, порождая стоячую ударную волну. При этом за ударной волной образуется протяженная горячая разреженная область, излучающая в рентгене, и тонкий плотный околозвездный диск в области магнитного экватора [8, 9].

Локальные магнитные поля, генерируемые в субповерхностных конвективных зонах, также способны привести к возмущению структуры звездного ветра [10, 11] и, как следствие, вызвать оптические микровснышки и рентгеновское излучение. У многих массивных ОВА-звезд обнаружено излучение в рентгеновском диапазоне, связанное с образованием областей горячей плазмы в ветрах этих звезд и с формированием локальных магнитных полей.

Также актуальной проблемой является исследование плотности звездных атмосфер. Рентгеновские наблюдения ОВ-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f /г в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [12-14] и др.). Для объяснения малости отношения Л для ОВ-звезд предложен ряд гипотез: воз-

можно, рентгеновское излучение образуется в более плотных структурах в атмосфере [15], возможно, на интенсивность линий диагностики влияет ультрафиолетовое излучение [12].

Гипотеза, рассмотренная в рамках данной работы, связывает аномально низкие соотношения R с нестационарными процессами в атмосферах звезд ранних спектральных классов. При регулярном прохождении по атмосфере ОВ-звезд ударных волн плазма регулярно нагревается до высоких температур 106-108К [12, 16]. При быстрой смене процессов нагрева и охлаждения плазмы в звездных атмосферах, процесс заселения уровней становится существенно нестационарным и населенность уровней может сильно зависеть от времени. Это означает то, что условия в плазме звездного ветра могут быть существенно нестационарными. Данный факт может отразиться на мгновенных и средних (за время накопления сигнала) интенсивностях линий, а значит, и на диагностике плазмы из анализа отношения R.

Степень разработанности

Исследовательская часть работы состоит их трех основных частей: поиск магнитного поля, поиск микропеременностей профилей линий, поиск причин аномально низких отношений //г для рентгеновских линий в спектрах ОВ-звезд.

Исследования по первым двум пунктам проводятся довольно долго.

Переменность в профилях линий в оптическом диапазоне была обнаружена еще в 50-х годах XX века в работах [17, 18], также переменность профилей HI, Hei, Hell была обнаружена в работах [19-22], впоследствии она была обнаружена и в других диапазонах: ИК- [23], УФ- [24-26] и рентгеновском [27-29].

Для ОВ-звезд также были проведены оценки величин магнитных полей: их напряженности имеют очень большой разброс: от < 100 Гс [30] до 20 кГс [31]. Данная работа является продолжением серии работ по поиску магнитного поля [32-34].

Последняя же часть является наименее исследованной: рентгеновские наблюдения ОВ-звезд показали, что отношения интенсивностей R = f/i в их спектрах для различных гелиеподобных ионов существенно меньше, чем теоретические отношения для стационарной плазмы в атмосферах ОВ-звезд (см., например, работы [12-14] и др.). Были предложены несколько гипотез, объясняющих данное явление, но его природа пока не была до конца объяснена.

В данной работе мы предложили еще одну гипотезу, объясняющую аномально низкие отношения R (см. предыдущий пункт).

Цели диссертационной работы. Основной целью диссертационной работы является анализ микронеременности линий и измерение магнитного поля в звездах ранних спектральных классов. Важной целью работы являет-

ся исследование свечения горячей плазмы низкой плотности при нестационарном заселении уровней атомов и ионов, а также проверка гипотезы о влиянии нестационарного заселения уровней в плазме на отношение интенсивностей линий в спектрах этих звезд.

Научная новизна. В рамках данной работы были впервые применены методы вейвлет-анализа при анализе характерных размеров структур в атмосферах звезд, в результате чего получены свидетельства присутствия в атмосфере звезды С, Orí Аа средне- и крупномасштабных структур. Обнаружены новые переменные компоненты в спектрах £ Ori Аа и £ Per А. Дана верхняя оценка величины продольного компонента магнитного поля е Per А. Также впервые было проведено исследование влияния нестационарного заселения уровней на интенсивность рентгеновских линий в спектрах ОВ-звезд.

Практическая и теоретическая значимость. Полученные результаты по поиску быстрой переменности в е Per А и С Ori Аа могут быть использованы для построения моделей звезд подобных спектральных классов н классов светимостей. Результаты по измерению магнитного поля в тех же звездах были использованы при составлении базы данных магнитных полей звезд. Разработанные автором диссертации программы поиска магнитного поля с помощью алгоритма LSD могут быть использованы для анализа поляриметрических наблюдений магнитных звезд.

Разработанная методика исследования влияния нестационарного заселения уровней в различных ноиах и код, написанный для этого, могут быть использованы в дальнейших исследованиях влияния нестационарных процессов в атмосферах горячих звезд, газовых туманностей, межзвездной и межгалактической среды на их спектры.

Методы исследования. Для исследования быстрой переменности профилей линий применялись методы Фурье- и вейвлет-анализа, для оценки величины напряженности продольного магнитного поля применялся метод LSD [35] и МДМ [36, 37] (см. подробнее в содержании работы). Моделирование интенсивностей линий проводилось численными методами, на основе кода APEC [38].

Результаты и положения, выносимые на защиту

• Обнаружение короткопериодическнх вариаций профилей линий в звезде £ Ori Аа с периодами от 1 до 3 часов, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.

• Обнаружение короткопериодическнх вариаций профилей линий в звезде £ Per А с частотами 3.8-13 сут.-1, также, возможно, связанных с нерадиальными пульсациями.

• Обнаружение крупно- и среднемасштабных переменных компонентов вариаций профилей линий в спектре звезды е Per А, возможно, связан-

ных с нерадиальными пульсациями и вращательной модуляцией профилей. Масштабы неоднородностей составляют s = 50-70 км/с и s = 10-15 км/с соответственно.

• Оценка верхнего предела величины эффективного магнитного поля звезды г Рег А: (в^ = 200 ± 100 Гс.

• Обнаружение значительного влияния нестационарного заселения уровней на мгновенное (до почти трех порядков) и среднее (до 20%) отношение интенсивностей линий R = f /г, а также на оценку пе по среднему отношению R = f/i (до почти двух порядков).

Апробация работы. Основные результаты диссертации докладывались на следующих конференциях, семинарах и симпозиумах:

• Конференция «Магнитные звезды», CAO РАН, п. Нижний Архыз, Россия, 27 августа - 1 сентября 2010 г.

• Студенческая конференция «Science and Progress», СПбГУ, Санкт-Петербург, Россия, 15-19 ноября 2010 г.

• Конференция «JENAM 2011. European Week of Astronomy and Space Science», Санкт-Петербург, Россия, 4-8 июля 2011 г.

• Семинар «AtomDB Work week and Workshop — 2012», CfA, Cambridge, MA, США, 6-10 августа 2012 г.

• Молодежная астрономическая конференция «Наблюдаемые проявления эволюции звезд», CAO РАН, п. Нижний Архыз, Россия, 15-19 октября 2012 г.

• Симпозиум IAU «Magnetic Fields Throughout Stellar Evolution», Biarritz, Франция, 25-30 августа 2013 г.

• Конференция «Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars», Москва, Россия, 3-7 июля 2013

• Конференция «Magnetism and Variability in О stars», Amsterdam, Нидерланды, 17-19 сентября 2014 г.

Публикации. Материалы диссертации опубликованы в восьми работах, из них три статьи — в рецензируемых журналах, три статьи опубликованы в сборнике трудов конференций и две — в сборниках тезисов докладов, остальные материалы опубликованы онлайн. Основные материалы диссертации опубликованы в работах [34, 40, 42], где соискатель был основным соавтором, и в [43-45], где он был одним из соавторов, а также тезисах и материалах конференций: [46, 47].

Личный вклад автора. Обработка результатов, представленных в статьях [34, 40, 44], и написание кода LSD в статье [40] было сделано автором. В статье [42] модификация программы APEC и дополнительный код в среде Mathematica также был сделан автором. Часть результатов по статистике магнитных полей, представленные в статьях [43, 45] получены автором. Результаты представленные в докладах на конференциях [46, 47] также получены автором.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из четырех глав, двух приложений, 15 таблиц, 75 рисунков, 145 страниц, вступления и заключения. Список цитируемой литературы состоит из 159 наименований.

Содержание работы

Во Введении приводится исторический обзор исследования переменности профилей линий в спектрах массивных ОВ-звезд и измерения магнитного поля у этих типов звезд. Приводится обзор рентгеновских наблюдений ОВ-звезд, а также объясняется возможная связь между наличием у звезд магнитного поля и нестационарным заселением уровней, и как это может влиять на отношение интенсивностей линий. Обосновывается актуальность работы, описывается разработанность темы, описываются основные цели и задачи диссертации, научная новизна, практическая и теоретическая значимость и методы исследования. Также в этом разделе диссертации сформулированы результаты, выносимые на защиту, приводится список конференций и работ, где были представлены результаты данного исследования, указан личный вклад автора.

В главе 1 описаны различные способы исследования переменности профилей линий: TVS — temporal variance spectrum analysis (анализ временной переменности спектра) и smTVS — smooth TVS (сглаженный TVS), Фурье-анализ, вейвлет-анализ, а также методы поиска магнитного поля: LSD — least squares deconvolution (обращение свертки наименьших квадратов), PC А — principal component analysis (анализ главных компонентов).

В главе 2 представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений сверхгиганта С Ori Аа на 6-м телескопе БТА. Обнаружены регулярные вариации профилей линий в спектре звезды с периодом 1-3 часа. Положение звезды С Ori Аа на пульсационной диаграмме показано на Рисунке 1. Указывается на их возможную связь с нераднальными фотосферными пульсациями. Приводятся результаты поиска возможного слабого магнитного поля у С Ori Аа. Наблюдения не подтвердили наличие магнитного поля у звезды.

Результаты второй главы опубликованы в работе [34].

В главе 3 представлены результаты спектрополяриметрических наблюдений высокого разрешения (R = 60 ООО) субгиганта е Per А спектрального

подтипа В0.5. Обнаружены регулярные компоненты вариаций профилей линий с частотами 3.82-12.99 сут.~1. Положение звезды s Per А на пульсацион-ной диаграмме показано на Рисунке 1.

Показана возможная связь между нерадиальными пульсациями звезды и найденными регулярными вариациями профилей. Выполнен вейвлет-ана-лиз разностных профилей линий в спектре е Per А. Обнаружены два максимума амплитуды вейвлет-спектра: на масштабах 10-20 км/с и 50-60 км/с. Предположено, что первый максимум соответствует амплитуде флуктуаций поля скоростей крупномасштабных движений в нерадиалыю пульсирующей фотосфере звезды, тогда как второй связан с вариацией полуширины профилей линий в спектре звезды. Получен верхний предел эффективного магнитного поля звезды.

Результаты третьей главы опубликованы в работе [40].

В главе 4 представлены результаты моделирования нестационарных процессов заселения уровней высокононизованных атомов в расширяющихся атмосферах звезд ранних спектральных классов. Исследовано влияние этих процессов на отношение R = //г интенсивностей запрещенных и интерком-бннационных линий гелиеподобных ионов (CV, NVI, OVII и др.) в рентгеновской области спектра. Показано, что при учете нестационарности заселения уровней, мгновенное отношение Rm может меняться на коротких временных шкалах (доли секунд) на почти три порядка относительно стационарного значения в равновесной плазме (см. Рисунок 2). В то же время усредненное по длительным интервалам времени (минуты и часы) отношение Да может измениться на 20%, что приводит к переоценке значения электронной концентрации на 1-2 порядка.

Результаты четвертой главы опубликованы в работе [42].

В Заключении сформулированы основные результаты диссертации: обнаружена переменность профилей линий в спектре звезды ( Ori Аа с периодами от одного до трех часов, обнаружены регулярные короткопериодические вариации профилей линий в спектре е Per А с частотами 3.8-13 сут.-1, получена оценка верхней границы магнитного поля для е Per A: i^i^j — 210±100 Гс, с помощью вейвлет-анализа обнаружено наличие средне- (s = 10-15 км/с) и крупномасштабных деталей (s = 50-70 км/с) в переменном спектре звезды.

Доказано влияние нестационарных процессов на мгновенное отношение Rm запрещенных и интеркомбинационных линий: уменьшение Rm до почти 3-х порядков величины на шкалах времени в доли секунд, и на среднее /?а за период наблюдения — до 20%. Последнее может вести к переоценке электронной концентрации плазмы в области излучения рентгеновских линий пе до 2-х порядков.

5 4

H' i

3

о

42 1

о

4.7 4.6 4.5 4.4 4.3 4.2 4.1 4

№), К

Рис. 1. Периоды пульсаций в квадрупольной моде I = 2 для звезд типа /3 Сер и медленно пульсирующих SPB-звезд в интервале эффективных температур Т = 104-5-104 К (жирные точки и пунктир показывают зону пульсационной неустойчивости, согласно [39]. Звездочками указано положение f Ori Аа и е Per А на этой диаграмме. Бар ошибок определения эффективной температуры показан для е Per А

Рис. 2. Зависимость отношения Ят от времени и электронной концентрации для различных ионов в модели быстрого охлаждения плазмы. В момент £ = 0 плазма мгновенно охлаждается от Те = 107 К до Те = 106 Те\ далее температура остается постоянной

Цитированная литература

1. Kaper L., Henrichs H. F., Nichols J. S. et al. Long- and short-term variability in O-star winds. I. Time series of UV spectra for 10 bright О stars. // Astronomy and Astrophysics Supplement Series. 1996. Vol. 116. P. 257-287.

2. Kaper L., Henrichs H. F., Nichols J. S., Telting J. H. Long- and short-term variability in O-star winds. II. Quantitative analysis of DAC behaviour // Astronomy and Astrophysics. 1999. Vol. 344. P. 231-262.

3. Kaper L., Henrichs H. F., Fullerton A. W. et al. Coordinated ultraviolet and Ha spectroscopy of bright O-type stars. // Astronomy and Astrophysics. 1997. Vol. 327. P. 281-298.

4. Kaufer A., Stahl О., Wolf В. et al. Long-term spectroscopic monitoring of BA-type supergiants. I. Ha line-profile variability. // Astronomy and Astrophysics. 1996. Vol. 305. P. 887-901.

5. Lepine S., Moffat A. F. J., Henriksen R. N. Wind Inhomogeneities in Wolf-Rayet Stars. I. Search for Scaling Laws Using Wavelet Transforms // The Astrophysical Journal. 1996. Vol. 466. P. 392-403.

6. de Jong J. A., Henrichs H. F., Schrijvers C. et al. Non-radial pulsations in the О stars XI Persei and lambda Cephei // Astronomy and Astrophysics. 1999. Vol. 345. P. 172-180.

7. de Jong J. A., Henrichs H. F., Kaper L. et al. A search for the cause of cyclical wind variability in О stars // Astronomy and Astrophysics. 2001. Vol. 368, no. 2. P. 601-621.

8. Babel J., Montmerle T. On the Periodic X-Ray Emission from в1 Orionis С // The Astrophysical Journal. 1997. Vol. 485, no. 1. P. L29-L32.

9. Babel J., Montmerle T. X-ray emission from Ap-Bp stars: a magnetically confined wind-shock model for IQ Aur. // Astronomy and Astrophysics. 1997. Vol. 323. P. 121-138.

10. Cantiello M., Braithwaite J. Magnetic spots on hot massive stars // Astronomy and Astrophysics. 2011. Vol. 534. P. A140.

11. Cantiello M., Langer N., Brott I. et al. Sub-surface convection zones in hot massive stars and their observable consequences // Astronomy and Astrophysics. 2009. Vol. 499, no. 1. P. 279-290.

12. Waldron W. L., Cassinelli J. P. Chandra Discovers a Very High Density X-Ray Plasma on the О Star С Orionis // The Astrophysical Journal. 2001. Vol. 548, no. 1. P. L45-L48.

13. Kahn S. M., Leutenegger M. A., Cottam J. et al. High resolution X-ray spectroscopy of zeta Puppis with the XMM-Newton reflection grating spectrometer // Astronomy and Astrophysics. 2001. Vol. 365, no. 1. P. L312-L317.

14. Schulz N. S., Cañizares С., Huenemoerder D., Tibbets K. X-Ray Modeling of Very Young Early-Type Stars in the Orion Trapezium: Signatures of Magnetically Confined Plasmas and Evolutionary Implications // The Astrophysical Journal. 2003. Vol. 595, no. 1. P. 365-383.

15. Александрова О. В., Бычков К. В. Возможная роль облачной структуры ветра в рентгеновском излучении двойной системы HD 193793 // Астрономический журнал. 2000. Т. 77, № 12. С. 883.

16. Schulz N. S., Testa P., Huenemoerder D. P. ct al. X-Ray Variability in the Young Massive Triple в2 Orionis A // The Astrophysical Journal. 2006. Vol. 653, no. 1. P. 636-646.

17. Levee R. D. Variations in the Spectrum of Sigma Scorpii. // The Astrophysical Journal. 1952. Vol. 115. P. 402-417.

18. Underhill A. B. The hydrogen lines of 9 Sagittae, 07f. // The Astronomical Journal. 1959. Vol. 64. P. 347.

19. Brucato R. J. Time variations in the emission lines of Of stars. // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1971. Vol. 153. P. 435-452.

20. Conti P. S., Leep E. M. Spectroscopic observations of O-type stars.V. The hydrogen lines and lambda 4686 Hell. // The Astrophysical Journal. 1974. Vol. 193. P. 113-124.

21. Smith M. A. Nonradial pulsations in early to mid-B stars // The Astrophysical Journal. 1977. Vol. 215. P. 574-583.

22. Buta R. J., Smith M. A. The light variations of nonradial pulsators - Theory and application to the line profile variable 53 Persei // The Astrophysical Journal. 1979. Vol. 232-235. P. 213.

23. Kaufl H. U. Infrared Observations of Atomic Hydrogen Lines in Zeta-Pup-pis // Astronomy and Astrophysics. 1993. Vol. 272. P. 452-454.

24. Underbill А. В. Circumstellar lines in the spectrum of Eta Canis Majoris // The Astrophysical Journal. 1975. Vol. 199. P. 691-693.

25. Morton D. С. P Cygni profiles in zeta Ophiuchi and zeta Puppis // The Astrophysical Journal. 1976. Vol. 203. P. 386-398.

26. Snow T. P. J., Morton D. C. Copernicus ultraviolet observations of mass-loss effects in О and В stars // The Astrophysical Journal Supplement Series. 1976. Vol. 32. P. 429-465.

27. Harnden F. R. J., Branduardi G., Gorenstein P. et al. Discovery of an X-ray star association in VI Cygni /Cyg ОВ2/ // The Astrophysical Journal. 1979. Vol. 234. P. L51-L54.

28. Seward F. D., Forman W. R., Giacconi R. et al. X-rays from Eta Carinae and the surrounding nebula // The Astrophysical Journal. 1979. Vol. 234. P. L55-L58.

29. Ku W. H. M., Chanan G. A. Einstein observations of the Orion Nebula // The Astrophysical Journal. 1979. Vol. 234. P. L59-L63.

30. Bouret J.-C., Donati J.-F., Martins F. et al. The weak magnetic field of the 09.7 supergiant £ Ononis A // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2008. Vol. 389, no. 1. P. 75-85.

31. Wade G. A., Apellaniz J. M., Martins F. et al. NGC 1624-2: a slowly rotating, X-ray luminous Of?cp star with an extraordinarily strong magnetic field // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2012. Vol. 425, no. 2. P. 1278-1293.

32. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. H., Драке Н. А. и др. Статистика магнитных полей ОВ-звезд // Письма в астрономический журнал. 2010. Т. 36, № 5. С. 389-400.

33. Холтыгин А. Ф., Фабрика С. Н., Драке Н. А. и др. Эволюция магнитного поля ОВА-звезд // Кинематика и физика небесных тел. 2010. Т. 26, № 4. С. 52-70.

34. Душип В. В., Холтыгин А. Ф., Чунтонов Г. А. Микропеременность профилей спектральных линий и магнитные поля звезд ранних спектральных классов: £ Ori А // Астрофизический бюллетень. 2012. Т. 67, № 1. С. 71-77.

35. Donati J.-F., Semel M., Carter B. D. et al. Spectropolarimetric observations of active stars // Monthly Notices of the Royal Astronomical Socicty. 1997. Vol. 291. P. 658-682.

36. Холтыгин А. Ф., Судник H. П., Бурлакова Т. E., Валявип Г. Г. Мнкро-переыенность профилей линий в спектрах ОВ-звезд: сверхгигант А Сер (06If(n)) // Астрономический журнал. 2011. Т. 88, № 12. С. 1197-1207.

37. Kholtygin A. F. Modified methods of stellar magnetic field measurements // Astronomische Nachrichten. 2014. Vol. 335, no. 10. P. 1049-1059.

38. Smith R. K., Brickhouse N. S., Liedahl D. A., Raymond J. C. Collisional Plasma Models with АР EC/APED: Emission-Line Diagnostics of Hydrogen-like and Helium-like Ions // The Astrophysical Journal. 2001. Vol. 556, no. 2. P. L91-L95.

39. Pamyatnykh A. A. Pulsation Instability Domains in the Upper Main Sequence // Acta Astronomica. 1999. Vol. 49. P. 119-148.

Список публикаций

40. Душин В. В., Холтыгин А. Ф., Чунтоиов Г. А., Кудрявцев Д. О. Быстрая спектральная переменность е Per А // Астрофизический бюллетень. 2013. Т. 68, № 2. С. 195-206.

41. Душин В. В., Холтыгин А. Ф., Чунтонов Г. А. Мнкропеременпость профилей спектральных линий и магнитные поля звезд ранних спектральных классов: С Ori А // Астрофизический бюллетень. 2012. Т. 67, № 1. С. 71-77.

42. Душин В. В., Холтыгин А. Ф. Нестационарные процессы в атмосферах звезд ранних спектральных классов: влияние на отношение иптенснвно-стей запрещенных н интеркомбинацпонных линий (//г) // Астрономический журнал. 2015. Т. 92, № 7. С. 578-586.

43. Kholtygin A. F., Hubrig S., Drake N. A., Sudnik, N. P., Dushin, V. V. Magnetic fields of OB stars // Proc. IAU. 2014. Vol. 9, no. S302. P. 270-271.

44. Kholtygin A. F., Chountonov G. A., Dushin V. V. Line Profile Variability and a Possible Magnetic Field in the Spectra of Supergiant £ Ori Aa // Proc. of conf. «Magnetic Stars» SAO RAS, August 27-September 1, 2010. 2011. P. 355-360.

45. Kholtygin A. F., Hubrig S., Drake N. A., Sudnik, N. P., Dushin, V. V. Statistics of magnetic fields on OBA stars // Proc. of conf. «Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars». 2014. P. 403-408.

46. Dushin V. V., Kholtygin A. F. Science and Progress 2010. Conference Abstracts. Cn6ry, 2010. P. 43.

47. Dushin V. V., Chountonov G. A., Kholtygin A. F. JENAM-2011. Book of abstracts. TAO PAH, 2011. P. 76.

Подписано в печать 21.09.2015 Формат 60x84 'Лв Цифровая Печ. л. 1.0 Тираж 100 Заказ № 12/09 печать

Типография «Фалкон Принт» (197101, г. Санкт-Петербург, ул. Большая Пушкарская, д. 54, офис 2, Сайт: falconprint.ru)