Магнитные поля химически пекулярных звезд главной последовательности

• Автор: Романюк, Иосиф Иванович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Докторская
• Год защиты: 2004
• Место защиты: Нижний Архыз
• Количество страниц: 520 с. : ил.

1.5.3. Выделение СР звезд и их классификация

1.5.4. Вращение СР звезд

• 1.5.5. Двойственность

1.5.6. Фотометрическая и спектральная переменность

1.5.7. Химический состав атмосфер СР звезд

1.5.8. Пульсации СР звезд

1.5.9. Фундаментальные параметры СР звезд

1.5.10. Заключение

• 1.6. Магнитные поля СР звезд

1.6.1. Основные определения и терминология

1.6.2. Общие сведения о магнитных полях СР звезд

1.6.3. Развитие исследований магнитных полей СР звезд в 50-60 гг. 20 века: обнаружение 120 магнитных звезд и мов дель наклонного ротатора
1.6.4. Основные результаты наблюдений 70-80 гг. 20 века: гелиевые звезды, картирование поверхности и моделирование поля, эволюция магнитных звезд
1.6.5. Современные представления о свойствах магнитных полей СР звезд
• 1.7. Теория МСР звезд, физика процессов формирования магнитных полей и их эволюции
1.7.1. Введение
1.7.2. Магнитное поле Галактики и формирование звезд
1.7.3. Магнитные поля и структура протозвезд
1.7.4. Магнитные поля звезд верхней части ГП
1.7.5. Связь между полем белых карликов и нейтронных звезд
1.7.6. Обсуждение и заключение
2. Приборы и методика наблюдений, редукции и анализа магнитных полей на 6м телескопе
2.1. Введение
• 2.2. Приборы для измерений магнитных полей звезд на 6м телескопе128
2.2.1. Анализаторы круговой поляризации
2.2.2. Анализаторы линейной поляризации
2.2.3. Магнитометр с интерферометром Фабри-Перо
2.2.4. Водородный магнитометр-спектрополяриметр
, 2.2.5. Приборы нового поколения, применяемые на 6м телескопе для измерений магнитных полей СР звезд
2.2.6. Краткий обзор приборов для зеемановских измерений
СР звезд, применяемых в других обсерваториях
2.2.7. Заключение

2.3. Источники ошибок магнитных измерений
2.3.1. Введение
, 2.3.2. Инструментальная поляризация телескопа
2.3.3. Инструментальные эффекты, возникающие в анализаторах поляризации
2.3.4. Инструментальные эффекты, возникающие в спектрографах
2.3.5. Наблюдения стандартных звезд как метод исключения
• инструментальных ошибок
2.3.6. Выводы
2.4. Редукция данных и точность измерений магнитных полей
2.4.1. Введение
2.4.2. Методика обработки спектрополяриметрических наблю-
• дений
2.4.3. Программы обработки зеемановских спектров
2.4.4. Исследование точности спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на ОЗСП и эшелле спектрометре НЭС
2.5. Заключение

3. Новые магнитные СР звезды
3.1. Введение
3.2. Критерии отбора кандидатов в магнитные СР звезды
3.2.1. Звезды с аномальной деталью на 5150 А
3.2.2. Отдельные интересные звезды
• 3.3. Новые магнитные СР звезды
3.3.1. Вводные замечания
3.3.2. Результаты поисков новых магнитных звезд
3.4. Исследование эффективности критериев отбора кандидатов в
магнитные звезды
3.4.1. Введение
• 3.4.2. Соотношение между максимальной величиной продольного поля ВетЛт и средним поверхностным полем Вд
3.4.3. Соотношение между максимальной величиной продольного поля Вех& и полученной из моделирования величиной поля на полюсе диполя
. 3.4.4. Соотношение между магнитными полями, предсказываемыми на основании данных среднеполосной фотометрии, и измеренными по зеемановским спектрам
3.5. Выводы

1. нормализованная глубина й (в долях интенсивности континуума);
2. длина хорды на уровне гс1 =0.3, 0.5, 0.7), она выражается в км/с;
3. площадь ниже хорды на половине глубины, эта величина менее подвержена блендам.
Метод позволяет определять наряду с абсолютной величиной и долю видимой полусферы звезд, покрытую полями. В большинстве случаев, однако, можно выявить только поля превышающие 1 кГс.
Главный фактор, влияющий на результат — это блендирование, особенно сильное у холодных звезд, поэтому необходимо по возможности использовать чистые линии. Есть и другие ограничения: 1) предпочтительнее брать слабые линии, находящиеся на линейной части кривой роста; 2) надо точно знать конфигурацию зеемановской картины, моделировать простым триплетом невозможно; 3) разные компоненты имеют разное насыщение на кривой роста, поэтому их вклад в общий профиль зависит от интенсивности.
Следуя пионерской работе [423] и применяя те же основные принципы, астрономы обнаружили более 50 поздних карликов с магнитным полем. Для холодных звезд (по аналогии с Солнцем) принимается двухкомпонентная модель, в которой есть магнитные и немагнитные области. Однако, имеются и существенные различия.
Магнитные поля на Солнце достигают величин кГс в образованиях двух типов: в солнечных пятнах более холодных и темных (в видимой области) с диаметрами более нескольких тысяч км и в активных областях, где поля концентрируются в маленькие трубки потока, более ярких и горячих чем окружающая фотосфера, занимая менее 1/4 поверхности активной области. Поле там достигает 1-2 кГс, в то время как в пятнах — до 5кГс. Вместе трубки занимают менее 1% солнечной поверхности. А на 99% площади поле слабее 100 Гс.
В холодных звездах есть немагнитные области и магнитные, причем в последних поле имеет очень узкое распределение по напряженности — 1-2 кГс. Но фактор заполнения (величина отношения площади области с полем ко всей площади видимой поверхности) в звездах > 15%, что может означать, что поля не изолированы в малых трубках, как на Солнце. Исследования магнитных полей холодных звезд — это новая, развивающаяся быстримы темпами область исследований. Имеется большое количество публикаций, анализ которых сделан в недавнем обзоре [484].
Об исследованиях глобальных полей СР звезд по магнитному уширению будет сказано ниже. Такие работы не получили широкого распространил из-за существенно меньшей точности и информативности, чем это получается из анализа данных спектрополяриметрии.