Эффекты звёздного магнетизма : магнитное поле гиганта Поллукс, длительность циклов активности у солнечно-подобных звёзд

• Автор: Бакланова, Диляра Наилевна
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2014
• Место защиты: Научный
• Количество страниц: 150 с. : ил.

Оглавление
Введение
Глава 1. Метод измерения магнитных полей у звёзд
1.1. Интегральное магнитное поле
1.2. Магнитное поле Солнца в нсвозмущённых областях, определенное по разным спектральным линиям
1.3. Общее магнитное поле Солнца как звезды, измеренное по разным
линиям
1.4. Стоксметр
1.5. LSD-метод
1.6. Single Line (SL) метод, применяемый в КрЛО
1.7. Критерии надежности стоксметрическпх измерений магнитного
поля в КрАО
1.8. Краткие выводы к Главе
Глава 2. Солнце и солнечно-подобные звёзды
2.1. Общее магнитное поле Солнца как звезды
2.2. Переменность ОМП Солнца как звезды от одного периода вращения к другому периоду
2.3. Переменность ОМП Солнца как звезды от одного цикла активности к другому циклу
2.4. Циклы активности у солнечно-подобных звёзд и параметр скорости меридионального течения
2.5. Краткие выводы к Главе
Глава 3. Магнитное поле у 61 Лебедя А
3.1. Магнитные поля у солнечно-подобных звёзд
3.2. Магнитное поле у 61 Лебедя А

3.3. Краткие выводы к Главе
Глава 4. Магнитное поле жёлтого гиганта в Близнецов
4.1. Магнитные поля у жёлтых гигантов
4.2. Лучевые скорости /3 Близнецов
4.3. Магнитное поле (3 Близнецов
4.4. Краткие выводы к Главе
Заключение
Список сокращений и условных обозначений
Список литературы
Приложение А. Эффект Зеемана
Приложение Б. Параметры Стокса
Приложение В. Лучевые скорости Поллукса

Введение
Одной из актуальных проблем последних трёх десятилетий является исследование магнитных полей у солнечно-подобных звёзд. Одним из пионеров в данной области стала Крымская астрофизическая обсерватория (КрАО), в которой с 60-х годов прошлого века начали проводиться наблюдения магнитных полей звёзд [149].
Исследования магнитных полей солнечно-подобных звёзд требуют получения высококачественных спектрополяриметрических наблюдений, так как такие звёзды, как правило, обладают небольшими, до нескольких десятков гаусс, магнитными полями.
Исследуемые объекты диссертационной работы являются звёздами поздних спектральных классов с малыми скоростями вращения. Их спектры содержат большое количество узких спектральных линий, для работы с которыми необходимо использовать спектры с высоким разрешением и большим отношением сигнал/шум, что позволяет работать с максимально возможным набором спектральных линий. Получение наблюдательного материала с необходимым качеством требует специально разработанной и надёжной методологии процесса наблюдений.
При обработке спектрополяриметрических наблюдений использовалась разработанная в КрАО методика измерений магнитных полей (БЬ-метод), с использованием максимально возможного числа спектральных линий.
Для интерпретации получаемых нами наблюдательных материалов, автор работы опирается на опыт исследования самой изученной звезды — Солнце. Исследования Солнца показывают, что измерения магнитного поля, полученные по разным спектральным линиям могут давать значимо отличающиеся значения магнитного поля, вследствие различных физических условий формирования спектральных линий. Магнитное поле Солнца является первопричиной многообразия его активности, таких как пятна, флоккулы, факелы, протуберанцы,

Так как Л А = 2Лв і ААіп8и., а для нахождения И-параметра используется формула (1.7), где сделано допущение, что инструментальный сдвиг ЛА;П^Г исключается, то
[ АИДА )<і
ЛАй = 7п плТДГ ^-19)
7 [1-Г! (А)]аА
Перейдя к скоростям, мы получили искомую формулу:
В( = 714.53 х 10 І (1.20)
дА 7 [1-77 {у)<к)
Так как из наблюдений мы получаем сразу же V (А) = п (А) - ту (А) = 2ИС (А), то полученную формулу можно переписать с величинами, получаемыми из наблюдений:
о ос-7 о. і п4 I ЛуУ (л оч
£<■ = 357.3 X ю — -----— — (1.21)
^А 7 [1-Т/ (г;)] Л/
Здесь ту (у) = [ту (и) + гт (г>)] /2, длины волн указаны в ангстремах и скорость в км/сек.
Окончательная формула (1.21) для вычисления величины продольного магнитного поля при использовании ЬЭБ-метода была получена в результате следующих допущений:
• присутствует равенство эквивалентных ширин обоих взаимно ортогонально поляризованных контуров;
• присутствует идентичность форм лево- и право-поляризованных по кругу контуров;
• интегрирование вдоль контура должно выполняться от континуума до континуума.
Для того, чтобы использовать эту формулу расчета величины интегрального продольного поля требуется вначале получить распределение круговой поляризации в контуре липни от континуума до континуума.