Фотометрическое исследование запятненных красных карликовых звезд

• Автор: Алексеев, Илья Юрьевич
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2000
• Место защиты: п. Научный
• Количество страниц: 184 с. : ил.

Содержание
Введение

1 Активность запятненных красных карликовых звезд

1.1 Общие сведения

1.2 Статистика звезд типа В¥ Ига

2 Фотометричекие наблюдения звезд типа ВУ Ога

2.1 Выбор исследуемых звезд

2.2 Аппаратура и методика наблюдений

2.3 Результаты фотометрических наблюдений

3 Фотометрический эффект темного пятна

3.1 Общие уравнения
3.2 Определение температуры пятен
3.3 Геометрические модели пятен
3.4 Модели зональной запятненности звезд
3.4.1 Недостатки иерархических моделей
3.4.2 Общие уравнения
3.4.3 Процедура расчетов
3.4.4 Обратная задача
4 Моделирование запятненности звезд типа В У Ига
4.1 Входные параметры моделей и описание программы
4.2 Результаты моделирования зональной запятненности
5 Общие закономерности запятненности
5.1 Параметры запятненных областей
5.1.1 Широтное распределение пятен
5.1.2 Площади пятен
5.1.3 Температуры запятненных областей
5.2 Связь с другими индикаторами активности

Заключение
Список литературы
Приложения
A. Каталог звезд типа ВУ Бга
Б. Результаты и БУШ фотометрии программных звезд
B. Модели зональной запятненности звезд
Литература к Приложениям

Введение
С давних времен известна солнечная активность - совокупность процессов, охватывающих солнечную атмосферу и подфотосферные слои, и проявляющихся в таких явлениях, как темные пятна, скоротечные вспышки, флоккулы и различные структуры хромосферы и короны. Солнечные пятна являются наиболее наглядным ее проявлением, они были известны древневавилонским жрецам и китайским хронистам; неоднократно упоминались в средневековых европейских и древнерусских летописях.
Среднее пятно имеет размер около 20 - 30 тыс. км., это соответствует площади, не превышающей 0.01 % от солнечной поверхности. Порядка двадцати процентов площади пятна занято его наиболее темной частью — тенью. Эффективная температура тени - порядка 3700 К - дает яркость тени в длине волны БОООА, равную 0.06 яркости фотосферы. Распределение энергии в спектре тени пятна соответствует звезде спектрального класса МО. Полутень на 400 К холоднее фотосферы, и ее яркость в той же длине волны составляет 0.72. Подробный оозор свойств солнечных пятен приведен
в монографии Обридко [1].
Солнечные пятна являются одной из важнейших частей активной области. Так, пятна обычно собраны в группы (в среднем по десять пятен), окруженные факелами и флоккульпыми полями. Площадь факельных полей превышает площадь пятен в 5 - 30 раз. Время жизни группы в среднем составляет несколько оборотов Солнца и пропорционально ее максимальной площади. Суммарная площадь пятен в эпоху максимума активности не превышает 0.5 % от площади полусферы. Закономерным этапом развития активной области является солнечная вспышка. Активные области, принадлежащие к единой системе магнитного поля, связаны в комплексы активности, которые концентрируются к активным долготам.
Все процессы солнечной активности обусловлены магнитными полями, которые образуются при взаимодействии дифференциального вращения Солнца и конвекции. Согласно оценкам, более 90 % магнитного потока при этом сконцентрировано в жгутах с напряженностью 2 - ЗкГс. Максимальная степень упаковки достигается в пятнах. Напряженность поля в центре пятна составляет 1 - 4кГс (в зависимости от его площади), а площадь замагниченной области в несколько раз превышает площадь

LQ Hya
П 1 I 1
1995*_
1996 - °

-0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1
фаза
MS Ser

Рис. 2.6. Кривые блеска LQ Нуа и MS Ser в полосе V.