Активность звезд поздних спектральных классов тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Кацова, Мария Михайловна

• Кацова, Мария Михайловна
• доктор физико-математических наук
• 1999

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Кацова, Мария Михайловна

Введение

Глава I. Внешние атмосферы активных звезд поздних спектральных классов

1.1. Вводные замечания об используемой терминологии.

1.2. Рентгеновское излучение поздних звезд.

1.2.1. Основные методы и результаты рентгеновских наблюдений поздних звезд.

1.2.2. Определение потоков мягкого рентгеновского излучения некоторых поздних карликов и связь с магнитной активностью.

1.3. .Физические условия в коронах активных поздних звезд

1.3.1. Однотемпературное моделирование

1.3.2. Влияние активных областей на строение звездных корон.

1.3.3. Особенности строения и нагрева корон самых маломассивных поздних звезд.

1.4. Коротковолновое излучение и строение переходных областей между хромосферой и короной поздних звезд различной светимости

1.4.1. Наблюдательные проявления переходных областей; строение переходных областей звезд главной последовательности

1.4.2. Построение модели внешней атмосферы гиганта Г9 в системе Капелла

1.5. О строении хромосфер активных поздних звезд

1.5.1. Метод анализа оптических спектров и поведение бальмеровского декремента в спектрах активных красных карликов

1.5.2. Сравнение результатов, полученных для неподвижной и движущейся сред.

1.5.3. Общие принципы построения и выбор модели хромосферы активного красного карлика вне вспышек.

1.6. Выводы

Глава II. Импульсные и длительные звездные вспышки

11.1. Введение в проблему.

11.2. Газодинамическая модель импульсных звездных вспышек.

И.2.1. Отклик звездной хромосферы на импульсный нагрев: постановка задачи

11.2.2. Взрывное испарение при элементарном событии

11.2.3. Следствия из газодинамической модели и их наблюдательные подтверждения

11.2.3.1. О быстрых изменениях коротковолнового излучения при импульсных звездных вспышках.

11.2.3.2. Быстрые звездные вспышки в оптическом континууме.

11.2.3.3. О рентгеновском излучении быстрых звездных вспышек.

11.3. Оптическое излучение импульсных звездных вспышек.

11.3.1. О методах расчета непрерывного и линейчатого излучения при вспышках.

11.3.2. Оптический континуум и сильные линии, излучаемые хромосферной конденсацией

И.3.3. Эволюция бальмеровского декремента при импульсных вспышках . . 117 II.3.4. Интерпретация наблюдений импульсных вспышек на основе газодинамической модели.

И.3.4.1. Вспышка на активном красном карлике YZ CMi как событие, развивающееся в одной петле

II.3.4.2. Об интерпретации импульсных вспышек, развивающихся в нескольких петлях.

11.4. Коротковолновое и рентгеновское излучения при длительных звездных вспышках

11.4.1. Наблюдения.

11.4.2. Поведение температуры в ходе длительной вспышки и энергетика явления.

11.4.3. Корональные выбросы вещества как источник длительного рентгеновского излучения.

11.4.4. Пост-эруптивное выделение энергии на звезде AU Mic.

11.4.5. Заключительные замечания о длительных звездных вспышках

11.5. Роль слабых вспышек в нагреве корон красных карликов и звездного ветра в уменьшении скорости вращения.

11.6. Выводы

Глава III. Особенности активных процессов в двойной системе: феномен Капеллы

111.1. Вводные замечания.

111.2. Наблюдения проявлений активности Капеллы в линии 10830Ä в 1985-1994 гг.

111.3. Кривые лучевых скоростей и локализация источника поглощения в линии 10830 Ä

111.4. Изменения эквивалентной ширины линии Не I А10830А с фазой орбитального периода

111.5. Цикл активности в системе Капелла

111.6. Поглощение в линии A10830Â в атмосфере гиганта F9 и вращательная модуляция

111.7. Сопоставление результатов по линии Не I с внеатмосферными данными и возможные пути объяснения всей совокупности наблюдений.

111.8. Выводы: об эволюционном статусе гигантов Капеллы

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Активность звезд поздних спектральных классов»

В последние 25 лет в результате проведения наблюдений в рентгеновском, ультрафиолетовом и оптическом диапазонах в астрофизике сформировалось новое направление - исследование активности звезд поздних спектральных классов. До сих пор соответствующие процессы изучались фактически только в условиях солнечной атмосферы, где они развиваются, главным образом, в хромосфере и короне. Соответственно этот новый раздел астрофизики включает в себя проблемы строения внешних атмосфер, простирающихся от фотосферы до короны поздней звезды, переходящей в звездный ветер, и развитие активных процессов в этих слоях.

Прежде всего, в коротковолновом и мягком рентгеновском диапазонах было зарегистрировано излучение поздних звезд с чрезвычайно высоким уровнем активности. Однако повышение чувствительности аппаратуры позволило проводить массовые исследования звезд, некоторые из которых имеют примерно такой же низкий уровень активности, как и Солнце. В появившемся новом разделе астрофизики уже получено несколько важных общих выводов:

• Уровень активности поздних звезд связан с их возрастом; при этом начато исследование класса объектов с возрастом от 1 миллиона лет (звезды типа Т Тельца) до нескольких миллиардов лет (звезды типа Солнца и старше). Обнаружение этого звена звездной эволюции позволяет теперь изучать развитие звезд малых масс на всех этапах их жизни. В ходе этих исследований удалось конкретизировать представления как об активности молодого Солнца, так и о том, как она может измениться на последующих стадиях его эволюции.

• Выяснено, что уровень активности поздних звезд связан с скоростью их осевого вращения. Это явилось серьезным аргументом в пользу динамо-теории как основного механизма генерации магнитных полей таких звезд. Сравнение низкого уровня солнечной активности с необычайно высоким уровнем активности некоторых поздних звезд позволяет существенно расширить наши представления о природе звездной активности вообще.

• Обнаружен новый класс объектов с высоким уровнем рентгеновского излучения и поверхностной активности - это двойные системы типа RS CVn (Гончих Псов). Компонентами этого типа двойных v систем являются, в основном, поздние субгиганты (иногда поздние гиганты и/или карлики). Достаточно высокая скорость осевого вращения и, следовательно, поверхностная активность этих звезд связана в данном случае с взаимодействием орбитального и осевого вращений. В последнее время выясняется также, что часть нестационарных процессов, наблюдаемых в таких двойных системах, оказывается непосредственно связанной с поверхностной активностью поздних звезд-компонентов этих двойных систем.

Впервые идея об аналогии активных процессов на Солнце и поздних звездах была высказана Гершбергом и Пикельнером (1972). При предсказаниях потоков коротковолнового и рентгеновского излучения поздних звезд различных светимостей использовалось предположение о том, что уровень активности звезд примерно такой же как у Солнца. Это привело к значительной недооценке потоков, наблюдавшихся в ходе первых внеатмосферных экспериментов. В последние годы проведены массовые наблюдения поздних звезд в коротковолновом и мягком рентгеновском диапазонах. Эти данные позволяют проиллюстрировать сформулированные выше общие выводы. Так, на рис. В.1 приведена зависимость рентгеновской светимости от скорости осевого вращения для звезд солнечной окрестности по данным обсерватории EINSTEIN (Pallavicini 1989). Видно, что диапазон изменений рентгеновской светимости достигает 4-5 порядков для поздних звезд с различным уровнем активности; при этом Солнце находится в нижней левой части рисунка даже в эпоху о а о л i-о о 2 s H d) Cù о к

03 *

О CÛ О X а>

L Ь z й) Q.

10

32

10

31

10

30

10

29

10

28

10

27' о# V+IV ДА

10 100 скорость осевого вращения, км/с

Рис. В.1. Рентгеновская светимость поздних звезд разных классов светимости в зависимости от скорости их осевого вращения по данным обсерватории EINSTEIN (Pallavicini 1989) максимума цикла. Несколько позже выяснилось, что заметные рентгеновские светимости наблюдаются только у звезд с развитыми подфото-сферными (водородными) конвективными зонами. Короны звезд главной последовательности возникают у тех F звезд, у которых уже начинают формироваться конвективные зоны; рентгеновское излучение хорошо выражено у звезд G-K-M4 и, по-видимому, исчезает у наиболее поздних красных карликов (самых малых масс), которые становятся полностью конвективными. Коронами обладают также звезды повышенной светимости спектральных классов F-K, характеризующиеся значительной скоростью осевого вращения.

Другим фактором, определяющим уровень звездной активности, является возраст объекта. Наиболее четко эта закономерность выявлена для G звезд, среди которых можно определить место Солнца в разные эпохи его активности. Сопоставление рентгеновских светимостей по данным обсерватории EINSTEIN в возрастом для этих звезд приведена на рис. В.2 (Dravins et al. 1993). Возраст звезд определяется возрастом скопления. Для каждой из групп звезд проведено осреднение по скоростям осевого вращения.

Итак, рентгеновскими светимостями, превосходящими солнечную, обладают G звезды, возраст которых оценивается в пределах от 10 млн до 1 млрд лет. В настоящее время все больше аргументов находит предположение о том, что и в солнечной окрестности интенсивное мягкое рентгеновское излучение связано с относительной молодостью объектов, т.е. с тем, что эти звезды в своей эволюции еще не достигли главной последовательности. Этот вывод относится к одиночным звездам, осевое вращение которых связано только с эволюцией первоначального углового момента, а не определяется взаимодействием осевого и орбитального вращений в двойной системе.

Рис. В.1 и В.2 связывают три физические параметра: возраст, скорость осевого вращения и рентгеновскую светимость. Связь между уровH о С?

10

10' Трапеция Ориона

Т-ассоциация (Хамелеон) Звезды типа Т Тельца \ без окодозвездыых оболочек о M

10е

10й

10 ю

9 Плеяды

Гиады

Большая Медведица Солнечная окрестность

Ф Солнце Œ Центавра Л

3 Южного "—Змея

10

30

10'

28 ii4

Рентгеновская светимость !х, эрг/с

Рис. В.2. Рентгеновская светимость звезд спектрального класса G разного возраста по данным обсерватории EINSTEIN (Dravins et al. 1993) нем рентгеновского излучения и скоростью вращения указывает на причину возникновения активности - генерацию и усиление магнитных полей вследствие динамо-механизма. В этом случае энергия, расходующаяся на образование и поддержание короны и активных процессов вообще, черпается в конечном счете из энергии осевого вращения. Уменьшение скорости вращения с возрастом становится в таком случае важным фактором эволюции звезды на этапе перехода от звезды Т Тельца до главной последовательности.

В ходе этих исследований удалось выяснить причину потери прото-звездой ее углового момента. Горячая корона Солнца и поздних звезд не удерживается внешним давлением межзвездного газа. Вследствие этого возникает звездный ветер. В межпланетном пространстве солнечный ветер непосредственно наблюдается уже более 30 лет. Торможение звезд замагниченным звездным ветром чрезвычайно эффективно и является основной причиной уменьшения высоких скоростей осевого вращения, а, следовательно, падения уровня поверхностной активности с увеличением возраста звезд.

Благодаря этим исследованиям появилась возможность представить, какой была активность очень молодого Солнца и какой она будет через несколько миллиардов лет (рис. В.2). Активность звезд непосредственно после завершения гравитационного сжатия довольно хаотична, затем устанавливаться нерегулярные циклические изменения, которые только спустя примерно миллиард лет становятся устойчивым циклом, напоминающим солнечный. Высказываются даже предположения, что Маундеровский минимум солнечной активности 1670-1710 гг. был своеобразным примером нарушений активности, свойственным молодым звездам солнечной массы. С другой стороны, изучение звезды (3 Ну! (Южного Змея) показывает, что активность типа солнечной затухает очень медленно и, по-видимому, будет существовать на Солнце еще несколько миллиардов лет.

Основные выводы о связи активности с вращением и возрастом звезд относятся к звездам главной последовательности. Существует небольшое количество молодых одиночных звезд, более массивных, чем Солнце, которые демонстрируют явления типа солнечной активности. Однако очень высокий уровень поверхностной активности обнаруживается не только у звезд главной последовательности, но и у поздних субгигантов и гигантов, входящих в состав двойных систем типа RS CVn. В этом случае заметное осевое вращение поздних звезд связано не с небольшим возрастом (менее 3-106 лет), а с эффектом синхронизации осевого и орбитального вращения. Отношение рентгеновской светимости к болометрической обратно пропорционально периоду орбитального движения систем типа RS CVn (Walter к. Bowyer 1981). Угловая скорость осевого вращения компонент этих систем не меньше, чем угловая скорость орбитального движения, что обусловлено синхронизацией вращений. Рис. В.1 свидетельствует о развитии мощных корон у активных компонентов двойных систем типа RS CVn. Исследования в других диапазонах показали, что активные области и пятна занимают значительную долю поверхности этих звезд.

Если исследования солнечной активности насчитывают почти четыре века, то систематические наземные наблюдения явлений активности на других звездах начаты в конце 40-х годов XX века. Прежде всего изучались переменные звезды типа UV Cet - вспыхивающие звезды (Гершберг 1970). Свойства этого типа переменных описаны в Приложении, где приведен Каталог и основная библиография, отражающая также исторический аспект их исследований.

Затем в 60-е годы была начата программа наблюдений в линиях H и К Ca II с целью поиска циклической переменности поздних звезд (Wilson 1978). Наблюдения около 100 поздних звезд, начатые на обсерватории Mount Wilson в 1964 г. и продолжающиеся до настоящего времени на других обсерваториях США, позволили обнаружить циклические изменения хромосферного излучения у нескольких десятков поздних звезд. Продолжительность этих циклов меняется в пределах от 8 до 14 лет для большинства из изученных звезд главной последовательности. Обнаружена тенденция к нерегулярности характера активности у звезд с короткими циклами, в то время как обычные, устойчивые циклы типа солнечого развиваются у звезд с более длительными циклами, свыше 10 лет. Этот результат согласуется с выводами динамо-теории (Nesme-Ribes et al. 1996).

Примерно в эти же годы были начаты наблюдения поверхностных неоднородностей на поздних звездах. Пятна на поверхности поздних К и M карликов были изучены Чугайновым (1991), который начал наблюдать, в частности, звезду BY Dra, впоследствие давшую название этому типу переменных звезд с поверхностной неоднородностью. Наибольшую площадь занимают пятна на поздних звездах, входящих в состав двойных систем типа RS CVn (см., например, Byrne 1991). Это стало наглядным после разработки метода построения "доплеровских изображений" звездной поверхности (Rodono 1983, Linsky 1984, Piskunov 1996). Напряженности магнитных полей в пятнах и относительная площадь, которую они занимают на поверхности поздних звезд, начали измерять с 1980 г. К настоящему времени имеются достаточно достоверные данные примерно для 30 G, К и M звезд (Saar 1989).

По аналогии с Солнцем принято считать, что звездная активность является следствием возникновения, усиления и всплытия на поверхность магнитных полей. Эти процессы развиваются у вращающихся звезд с поверхностными (водородными) конвективными зонами. Первые идеи о динамо-теории высказаны Паркером еще в 1955 г. и впоследствии развивались многими авторами. Подробно эти проблемы изложены в монографии "Турбулентное динамо в астрофизике" (Вайнштейн и др. 1980) и в обзоре Meunier et al. (1997).

Общие свойства активных красных карликов и вспышечных процессов, происходящих на них, определенные по наземным наблюдениям, представлены в книге Гершберга (1978). Там наиболее полно отражены вопросы, относящиеся к энергетике звездных вспышек, к частоте появления нестационарных событий, а также результаты спектральных и фотометрических наблюдений вспышечного излучения. Некоторые проблемы, сформулированные в те годы, например, вопрос о природе оптического излучения звездных вспышек, были решены нами в ходе выполнения исследований, описанных ниже. Из теоретических работ, относящихся к звездным вспышкам, хотелось бы отметить только расчеты Гершберга и Шноля (1974), касающиеся линейчатого оптического излучения, и работу Гринина и Соболева (1977) об источнике непрерывного оптического излучения, располагающегося между хромосферой и фотосферой и связанного с эмиссией атома водорода и его отрицательного иона. Дальнейшее развитие этой работы (Гринин, Соболев 1989) позволило связать появление оптического континуума с гибелью пучка ускоренных протонов в верхних слоях фотосферы.

После проведения массовых рентгеновских наблюдений поздних звезд появилась необходимость обобщения результатов с целью выяснения физики происходящих процессов. Актуальность данной работы состоит в том, что она является комплексным исследованием в новой области астрофизики, направленной на всесторонее изучение проблемы звездной активности. Эти представления позволяют понять до какой степени распространены в космосе явления типа солнечной активности. Их развитие удается'изучать теперь во внешних атмосферах не только Солнца, но и различных звезд, что способствует пониманию физики явлений. Кроме того, удается выявить роль активных процессов среди других явлений, происходящих в двойных системах и подойти к проблеме взаимодействия внешних атмосфер звезд с окружающей средой.

Целями работы являются:

• исследование внешних атмосфер звезд поздних спектральных классов разных классов светимости и выяснение влияния поверхностной активности на их строение:

• изучение импульсных звездных вспышек на основе численного моделирования газодинамических процессов, вычисление характеристик вспышечного излучения в различных спектральных диапазонах и сравнение теоретических результатов с наблюдениями вспышек на I красных карликах; выяснение физики длительных нестационарных явлений;

• исследование поверхностной активности на примере поздних гигантов в составе двойной системы Капелла: выявление циклических изменений, вращательной модуляции, влияния активных процессов на характеристики излучения двойной системы в различных диапазонах.

С точки зрения методов исследования в работе использовано два подхода. Во-первых, появление первых внеатмосферных наблюдений звезд поздних спектральных классов позволяло интерпретировать основные новые наблюдательные факты. В отличие от авторов конкретных наблюдений, обычно проводивших их первичный анализ, в этой работе для построения общей картины явления использованы физически обоснованные идеи, объясняющие всю совокупность наблюдений в различных диапазонах электромагнитного излучения. К наиболее важным результатам здесь относятся построение однородных моделей звездных корон по появившимся рентгеновским данным и разработка газодинамической модели импульсных звездных вспышек.

Во-вторых, проведено подробное исследование проявлений активности на ближайших поздних гигантах-компонентах двойной системы а Лиг (Капелла). Была предложена программа наблюдений Капеллы в линии Не I 10830 А, которую удалось реализовать в 1980-1994 гг. Это позволило получить несколько уникальных результатов о характере активности во внешних атмосферах гигантов и об особенностях протекания активных процессов в двойных системах.

В Главе I последовательно рассмотрено строение звездных корон, переходных областей между хромосферой и короной и хромосфер поздних звезд. Проанализированы результаты измерений рентгеновских потоков поздних звезд на различных космических аппаратах. По оригинальным изображениям из архива обсерватории EINSTEIN впервые определены потоки мягкого рентгеновского излучения 13 поздних звезд. На основе наблюдательных данных о мягком рентгеновском излучении получены физические условия в коронах 45 поздних звезд. Использование единой методики позволило впервые оценить электронные плотности в основании корон и выявить их связь со спектральным классом и уровнем активности.

Анализ коротковолнового излучения позволил исследовать строение переходных областей между хромосферой и короной поздних звезд различной светимости. Впервые обнаружено существование протяженной переходной области у активных поздних звезд повышенной светимости в отличие от узких переходных областей солнечного типа, типичных для звезд нижней части главной последовательности. Обсуждаются физические причины, приводящие к такому различию.

Обсуждаются общие принципы построения моделей хромосфер активных поздних карликов. Предложен новый метод решений уравнений стационарности с приближенным рассмотрением проблем переноса в неподвижной среде. Метод включает в себя введенные Соболевым представления о вероятности выхода фотона из неподвижной среды при диффузии по частотам в результате многократных рассеяний. На основании этого метода проанализировано поведение бальмеровских декрементов активных красных карликов и проведено сравнение результатов, полученных для неподвижной и движущихся сред. Это рассмотрение позволило выбрать модель внешней атмосферы активного красного карлика: использованную в дальнейшем в качестве начальной модели при проведении численного моделирования вспышечных процессов.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Кацова, Мария Михайловна

III.8. Выводы: об эволюционном статусе гигантов Капеллы

Если модель взаимодействующих звездных ветров справедлива, то необходимая значительная потеря массы активным гигантом F9 накладывает ограничения на возраст всей системы. Действительно, для одиночной вращающейся звезды замагниченный звездный ветер приводит к уменьшению углового момента осевого вращения в е раз за характерное время (Баранов, Краснобаев 1977, Бадалян, Лившиц 1992) т = 3/5(^rA)2M|dM/dt|-\ где г^ - радиус Альвеновской сферы, на которой скорость ветра достигает Альвеновской скорости. Если небольшие магнитные поля в короне звезде F9 действительно существуют, то величина г а не сильно превосходит радиус этой звезды, и тогда возраст Капеллы не должен заметно превышать 108 лет. Обсудим, насколько этот вывод согласуется с тем, что известно об эволюционном статусе этой двойной системы.

Уточненное отношение масс компонент Капеллы, найденное Barlow et al. (1993), составляет 1.052 ± 0.012 и известные спектральные классы гигантов позволяют утверждать, что с момента ухода системы с главной последовательности прошел небольшой промежуток времени, гораздо меньший, чем длительность пребывания этих звезд на главной последовательности. Небольшое различие масс компонент все же приводит к тому, что они оказываются на несколько разных стадиях эволюции. Горячий, менее массивный компонент, близкий по спектру к GO, сошел с главной последовательности сравнительно недавно и располагается на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в области пробела Гер-цшпрунга. Этот кратковременный этап звездной эволюции характеризуется тем, что в центральных частях звезды еще продолжается горение водорода. Сравнение активного гиганта F9 Капеллы с похожей на него звездой TZ For, находящаяся в пробеле Герцшпрунга, позволяет сделать вывод о том, что водород в центре гиганта F9 почти исчерпан. С другой стороны, более холодный и массивный компонент Капеллы проэволюци-онировал дальше, так что в его недрах водород уже выгорел и началось горение гелия. Сравнение с другими похожими поздними гигантами показывает, что холодный гигант G6 в Капелле находится на стадии, при которой заметная часть гелия уже выгорела.

Последнее обстоятельство важно для понимания некоторых различий строения атмосфер компонентов Капеллы. На холодной звезде конвективная зона проникает достаточно глубоко, так что поверхностные слои звезды смешиваются с веществом центральных областей, где вследствие ядерных реакций литий уже разрушен. Это соответствует этапу эволюции, на котором обилие лития в фотосфере звезды такой массы уменьшается примерно в 100 раз. Это хорошо согласуется с наблюдаемым обилием лития обоих компонентов Капеллы: линия лития достаточно сильна в спектре гиганта F9 и практически отсутствует в атмосфере гиганта G6. По эквивалентной линии лития в спектре компонента F9 возраст Капеллы оценивается величиной 5 • 108 лет (Ayres & Linsky 1980). Отметим, что расчеты эволюционных треков компонентов Капеллы подтверждают все эти соображения: возраст Капеллы составляет 5.25 • 108 лет при металличности Z = 0.008 (Schaerer et al. 1993).

Как известно, орбита Капеллы является практически круговой, а один из компонентов вращается гораздо быстрее, чем второй, у которого осевое вращение уже синхронизовано с орбитальным. Поэтому можно оценить возраст из синхронизации осевого и орбитального вращения и превращения орбиты двойной системы в круговую. Так, Barlow et al. (1993) подчеркивают, что теория Тассуля оценивает время превращения орбиты двойной системы в круговую величиной 1.1 • 108 лет. Отсутствие синхронизации вращения обеих компонент свидетельствует, по-видимому, о том, что возраст Капеллы не может заметно превышать значение, определяемое по времени превращения ее орбиты в круговую.

Таким образом, различные оценки возраста Капеллы лежат в пределах (1 — 5) • 108 лет, и не противоречат заметному различию уровней поверхностной активности двух гигантов, входящих в эту систему.

Заключение

Итак, до проведения описанных здесь исследований, к началу 80-х годов информация о физических процессах при звездной активности была ограничена и могла быть получена, в основном, из оптических наблюдений. Феномен солнечной активности с эволюционной точки зрения, зависимость явлений от фундаментальных параметров маломассивных звезд были изложены в монографии Гершберга (1978), где затрагивались также начинавшиеся разрабатываться в те годы проблемы, относящиеся к физике происходящих процессов. В частности, там детально обсуждаются результаты фотометрических и спектральных наблюдений оптического излучения вспышек на красных карликовых звездах, энергетика вспышечных событий, частота их встречаемости, а также звездно-астрономические характеристики вспыхивающих звезд.

Некоторые проблемы звездной активности применительно к гигантам и сверхгигантам затрагивались в книге де Ягера (1984; английское издание вышло в 1980 г.). В частности, тогда же первые рентгеновские наблюдения звезд повышенной светимости были сопоставлены с теоретическими предсказаниями (Ме^кге 1991). В этот период были сформулированы основные особенности коротковолнового и рентгеновского излучения этих звезд, которые можно было ожидать, если предполагать, что строение внешних атмосфер этих звезд аналогично солнечному, но изменяется за счет меньшей силы тяжести (акустический механизм нагрева корон, переход к истекающим наружу хромосферам поздних сверхгигантов).

В ходе космических исследований последних двух десятилетий удалось выявить класс объектов, характеризующихся, высокой поверхностной активностью, получить наблюдательные свидетельства их сравнительно небольшого возраста, выявить место Солнца с его уровнем активности среди этих звезд. Подробнее об этом сказано во Введении.

В данном исследовании достигнут определенный прогресс в изучении физических условий во внешних атмосферах поздних звезд и в выяснении влияния активных процессов на строение всех слоев атмосферы. По оригинальным изображениям, полученным на обсерватории EINSTEIN, определены потоки мягкого рентгеновского излучения 13 поздних звезд у которых измерялись магнитные поля. На примере этих звезд проиллюстрировано какая доля излучаемой звездой энергии расходуется на образование короны. Далее построены модели корон 45 поздних звезд, относящиеся к плазме с температурой, характерной для основной массы газа. Использование одной и той же методики определения плотности в звездных коронах позволяет сравнивать их характеристики для звезд различных спектральных классов. Среди этих звезд нижней части главной последовательности обнаружен максимум электронной плотности в коронах звезд около спектрального класса МО. Это свидетельствует о том, что при увеличении относительной площади, занимаемой активными областями, весь объем короны постепенно заполняется магнитными петлями с горячей корональной плазмой. Заметим, что МГД-модели корональных петель неоднократно рассматривались несколькими группами европейских исследователей под руководством S.Serio (Palermo), R.Mewe и van den Oord (Utrecht).

Другим фактором, приводящим к увеличению плотности корон, являются нестационарные явления. Рост количества петель сопровождается их более частым взаимодействием друг с другом, что является одной из причин развития многочисленных слабых вспышек. Испарение хромосферного вещества наружу приводит как к увеличению плотности, так и к появлению в коронах вкраплений с более высокой температурой по сравнению с температурой основной массы корональной плазмы. Мощность корон начинает ослабевать у звезд более позднего спектрального класса, чем МЗ, т.е. при переходе к маломассивным полностью конвективным звездам.

Наш анализ коротковолновых наблюдений показывает, что строение переходных областей между хромосферой и короной поздних карликов аналогично солнечному. А именно, существование очень узкой переходной области солнечного типа связано с процессом распространения тепла из короны вниз. С другой стороны, у звезд более высокой светимости развивается внешняя атмосфера с протяженной переходной областью. Так, на примере активного гиганта F9, входящего в двойную систему a, Aur, найдено, что нижняя часть переходной области является более протяженной (даже с учетом увеличения всех масштабов на гиганте), в то время как строение ее верхней части определяется потоком тепла из короны вниз так же, как и в случае внешней атмосферы солнечного типа. Предельный случай внешних атмосфер второго типа Мвстречается у поздних сверхгигантов: это - расширяющиеся наружу хромосферы.

При исследовании строения хромосфер поздних карликов рассмотрена, прежде всего, кинетика водородного атома в условиях неподвижной среды; затем были проанализированы общие принципы построения моделей внешних атмосфер поздних карликов, в частности, вопрос о том, насколько сильно зависит положение верхней границы хромосферы (log mo) от уровня активности конкретной звезды. В результате выбрана модель хромосферы, переходной области и короны активного красного карлика AD Leo, которая в дальнейшем использована в качестве начальной модели при численном моделировании процессов, происходящих при импульсных вспышках.

Одним из наиболее значительных проявлений активности являются вспышки. Физическая природа этих явлений весьма сложна. Все вспышечные явления можно разделить на импульсные и длительные. Импульсная вспышка возникает на малых высотах в достаточно сильных магнитных полях, в непосредственной близости от пятен. Здесь в очень малом объеме за очень короткое время выделяется громадная энергия. Хотя причины этого первичного энерговыделения до конца неясны, тем не менее совокупность вторичных явлений - развитие движений, появления разных видов излучения - моделируется с достаточной определенностью. Если после быстрого ускорения частиц в одной или нескольких петлях выброшенная в корону горячая плазма свободно высвечивается, т.е. последующее охлаждение плазмы во вспышечных петлях происходит за счет радиационных потерь, такое событие называется импульсной вспышкой. В некоторых случаях вне зависимости от продолжительности импульсной фазы свечение горячего коронального источника может продолжаться достаточно долго за счет дополнительного поступления энергии во вспышечные петли. Наблюдения последних лет дали определенную информацию о механизме первичного энерговыделения в таких длительных вспышках на Солнце, что позволяет начать интерпретацию аналогичных явлений на поздних звездах.

В этой работе на основе численного моделирования разработана газодинамическая модель импульсных вспышек. Основными чертами ее являются формирование хромосферной конденсации, движущейся как единое целое в сторону фотосферы, и отток горячего газа в корональные слои вспышки. Следствия из этой модели удалось проверить прежде всего наблюдениями быстрых вспышек, происходящих, по-видимому, в одной магнитной петле. Во-первых, на спутнике А СТРОИ удалось зарегистрировать очень быстрый всплеск излучения в линии С IV во время вспышки на красном карлике EV Lac. Происхождение этого всплеска связано, скорее всего, с началом процесса отклика хромосферы на импульсный нагрев. Во-вторых, результаты регистрации вспышек с очень высоким временным разрешением, проведенные на б-м телескопе группой под руководством В.Ф.Шварцмана, позволили убедиться, что на кривой блеска в полосе U отсутствуют особенности, продолжающиеся меньше характерного газодинамического времени.

Расчеты, выполненные с использованием развитого нами метода и созданного позже пакета программ MULTI, позволили показать, что хромосферная конденсация может являться источником не только линейчатого, но и непрерывного оптического излучения звездных вспышек умеренной мощности, объяснить эволюцию бальмеровского декремента в ходе импульсной вспышки. Анализ показателей цвета собственно вспы-шечного излучения, результаты сопоставлений наблюдений с газодинамической моделью, регистрация вспышек в коротковолном диапазоне -все эти факты окончательно подтвердили тепловую природу вспышеч-ного оптического континуума. Источник этого излучения возникает в результате воздействия ускоренных частиц - электронов и протонов -на плотные слои атмосферы. Применение газодинамической модели к событиям, происходящим в нескольких петлях, позволяет проводить интерпретацию вспышечных явлений, наблюдаемых одновременной в различных спектральных диапазонах.

Изучение звездных вспышек, длящихся в мягком рентгеновском и крайнем ультрафиолетовом излучении 0.5-1 суток, проведено в диссертации на примере вспышки 15-17 июля 1992 г. на красном карлике Аи Мш. Ранее авторы этих наблюдений предлагали использовать корональный выброс массы (СМЕ) в качестве механизма, объясняющего длительное свечение в этих диапазонах. Здесь анализируются данные спутника ЕНУЕ как фотометрии в области 65-190 А, так в линии Ре XVIII 93.9 А. Полная энергия коротковолнового излучения этой вспышки составила 3 • 1035 эрг. Аналитическое рассмотрение баланса энергии в источнике излучения позволило выяснить, что плазма СМЕ должна быстро охлаждаться и не может обеспечить наблюдаемую длительность свечения. Поэтому нами предложена другая модель, в которой эти наблюдательные данные интерпретируются как излучение системы гигантских арок, формирующихся в короне звезды после ухода транзи-ента. Здесь использована аналогия с "касповыми" солнечными вспышками, называемыми иногда вспышками с пост-эруптивным выделением энергии. При таких вспышках сами арки возникают в процессе пересоединения магнитных силовых линий в вертикальном токовом слое, и в дальнейшем небольшой поток энергии в течение длительного времени поступает из области токового слоя в верхнюю часть гигантской арки. По-видимому, некоторые вспышки, наблюдаемые в двойных системах типа КБ СУп, могут объясняться в рамках таких представлений.

Явления активности на поздних звездах повышенной светимости изучены в данной работе на примере Капеллы. С самого начала внеатмосферных исследований звездообразных источников этот уникальный объект стал использоваться для калибровок и изучения возможностей новой аппаратуры. Помимо того, что эта пара гигантов расположена близко, она позволяет анализировать разные уровни поверхностной активности у звезд одного возраста. Выбрав еще в 1979 г. удачный индекс активности и предложив соответствующую наблюдательную программу исследований в линии Не I 10830 А, нам удалось в течение 14-летних наблюдений получить ряд существенных результатов. Обнаружено, что эквивалентная ширина линии изменяется с орбитальным периодом 104 дня, причем амплитуда этой модуляции меняется от года к году. Это указывало на возможность долговременных изменений, которые и были выявлены впоследствии. Этот цикл активности в двойной системе Капелла невозможно было обнаружить никакими другими наземными методами, хотя в принципе многолетний внеатмосферный мониторинг позволяет сделать это. В эпоху максимума цикла активности удалось разделить вклад каждого из гигантов в поглощение в линии Не I, что дало возможность оценить уровень хромосферной активности именно более горячего гиганта Е9. Одной из возможностей объяснения очень сложного временного поведения поглощения в линии Не I и переменности потоков в нескольких высокотемпературных линиях является взаимодействие звездных ветров двух гигантов. Соответствующие эффекты, но гораздо более выраженные, начали проявляться в последнее время в рентгеновских данных о нескольких двойных системах типа ЛБ СУп с затмениями.

Капелла оказалась редким примером звезд, сравнительно недавно сошедших с главной последовательности. Более горячий, активный гигант располагается на диаграмме Г-Р в области пробела Герцшпрунга, и водород в его центральной части еще не выгорел. Главный более холодный и массивный компонент проэволюционировал несколько дальше, и в его недрах уже началось горение гелия. Строение внутренних областей у этих двух гигантов близких масс успело измениться настолько сильно, что это даже наблюдается: обилие лития уменьшается на два порядка при прохождении звезды через пробел Герцшпрунга. Эти неожиданные обстоятельства позволяют по-новому взглянуть на проблему связи активности с возрастом не только маломассивных звезд, но и гигантов умеренных масс.

В качестве Приложения проведен Каталог вспыхивающих звезд типа UV Cet и родственных им объектов в окрестности Солнца, содержащий координаты и общие характеристики 463 звезд, информацию об их оптическом, рентгеновском, ИК- и радио излучении.

Основное внимание в диссертации уделено маломассивным звездам главной последовательности. В результате появилась определенная картина развития активных процессов во внешних атмосферах поздних звезд. Оказалось, что возникновение и эволюция магнитных полей, их выход на поверхность присущи не только Солнцу, но и всем звездам с подфотосферной водородной конвективной зоной. Иначе говоря, при появлении необходимых условий - турбулентной конвекции, неоднородного вращения - начинает действовать динамо-механизм, который проявляется во всех слоях атмосферы в виде активных процессов, развивающихся на разных пространственных и временных масштабах. К настоящему времени наиболее изучены процессы в активных областях и при импульсных вспышках. Существует много свидетельств того, что на активных красных карликах взаимодействие корональных петель малых масштабов (внутри активных областей) приводит к многочисленным слабым вспышкам. Нагрев корон этих звезд связан, по-видимому, с влиянием таких слабых вспышек.

В последние годы на Солнце и других звездах начинают исследоваться явления, связанные с развитием крупномасштабных магнитных полей: корональные дыры, стримеры, длительные вспышки. На поздних звездах повышенной светимости крупномасштабные структуры более выражены. Это проявляется, прежде всего, в усилении мощности их хромосфер; у поздних сверхгигантов, где гравитация ослабевает, этот эффект начинает приводить к формированию истекающих наружу хромосфер. Кроме того, в коронах гигантов, вращающихся достаточно быстро по тем или иным причинам, возникают гигантские петли, заполненные очень горячей плазмой. Наиболее детально изучена корона активного гиганта в Капелле, но в последнее время появляются новые данные еще о нескольких подобных объектах. Большой интерес представляет дальнейшее исследование длительных вспышек на поздних звездах повышенной светимости; важно также продолжить изучение особенностей протекания активных процессов во внешних атмосферах субгигантов и гигантов в составе двойных систем типа КЗ СУп.

Дальнейшего изучения заслуживают несколько более конкретных проблем. Прежде всего это относится к радионаблюдениям активных поздних звезд как во время вспышек, так и в спокойном состоянии. Интерпретация этих данных могла бы дать информацию об ускорении частиц в звездных коронах. Накопление рентгеновских данных позволит на новом уровне исследовать проблему связи уровня активности с возрастом объектов и надежнее проследить переход от звезд типа Т Таи к объектам главной последовательности. Можно надеяться, что новые ИК-наблюдения, в том числе и субмиллиметровые, внесут существенный вклад в исследование этих вопросов.

Реализация многолетней наблюдательной программы изучения поведения линии Не I A10830Ä в двойной системе Капелла была бы невозможна без активного участия А.Г.Щербакова.

Используемые в Главе II аналогии, относящиеся к солнечным вспышкам, развиваются М.А.Лившицем. Разработка новых численных методов и проведение моделирования газодинамических процессов при импульсных звездных вспышках принадлежит А.Я.Бойко.

Благодарю всех моих соавторов за плодотворное сотрудничество и помощь в выполнении этой работы, в частности, О.Г. Бадалян, Н.А.Катышеву и коллег, работающих над созданием Каталога, а также зарубежных коллег Джона Батлера (C.J.Butler, UK), Джереми Дрейка (J.J.Drake, USA), Сьюзен Хаули (S.L.Hawley, USA), Василики Цикуди (V.Tsikoudi, Greece).

Я признательна сотрудникам отдела звездной астрофизики ГАИШ за благожелательную атмосферу и помощь в работе.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Кацова, Мария Михайловна, 1999 год

1. Алексеев И.Ю., Гершберг P.E. 1996, Астрон.журн. Т.73 С.579

2. Аллен К.У. 1974. Астрофизические величины. М.: Мир

3. Бадалян О.Г., Лившиц М.А. 1992, Астрон.журн. Т\69 С.138

4. Баранов В.Б., Краснобаев К.В. 1977, Гидродинамическая теория космической плазмы. М.: Наука

5. Белов A.B., Лившиц М.А. 1995, Письма в Астрон.журн. Т.21 С.42

6. Бескин Г.М., Гершберг P.E., Неизвестный С.И., Плахотниченко

7. B.Л., Шварцман В.Ф. 1988, Изв.Крымск.астрофиз.обсерв. Т.79 С.71

8. Березин В.Ю., Зуев А.Г., Кирьян Г.В., Рыбаков М.И., Хвилицкий А.Г., Ильин И.В., Петров П.П., Саванов И.С., Щербаков А.Г. 1991, Письма в Астрон.журн. Т.17 С.953

9. Бойко А.Я., Лившиц М.А. 1995, Астрон.журн. Т. 72 С.381

10. Бойко А.Я., Лившиц М.А. 1999, Астрон.журн. Т. 76 (в печати)

11. Бородина Е.Г. 1975, Солнечные данные No 6 С.80

12. Боярчук A.A., Бисикало Д.В., Кузнецов O.A., Чечеткин В.М. в кн: Двойные звезды. /Под ред. А.Г.Масевич. М.: Космосинформ. 1997.1. C.18

13. Бруевич Е.А. 1995, Астрон.журн. Т.72 С.89

14. Бруевич Е.А., Катышева H.A. 1997, Вестник МГУ Серия 3, Физика, Астрономия No 2 С.47

15. Бурнашева Б.А., Гершберг P.E., Зверева А.М., Ильин И.В., Шаховская Н.И., Шейхет А.И. 1989, Астрон.журн. Т.66 С.3281617 18 [19 [202122 23 [24 [2526 2728 29

16. Вайнштейн С.А., Зельдович Я.Б., Рузмайкин A.A. 1980. Турбз^-леитное динамо в астрофизике М.:Наука

17. Гершберг P.E. 1970, Вспышки красных карликовых звезд. М.: Наука

18. Гершберг P.E. 1974, Астрон.журн. Т.51 С.552 Гершберг P.E. 1985, Астрофизика. Т.22 С.531

19. Гершберг P.E. 1978, Вспыхивающие звезды малых масс. М.: Наука

20. Гершберг P.E., Петров П.П. 1986, Вспыхивающие звезды и родственные им объекты /Ред. Мирзоян Л.В. Ереван: изд-во АН Арм-ССР. С.38

21. Гершберг P.E., Шноль Э.Э. 1974, Изв.Крымск.астрофиз.обсерв. Т.50 С.122

22. Гетман К.В. Лившиц М.А. 1996, Астрон.журн. Т.73 С. 119

23. Гринин В.П. 1969, Астрофизика Т.5 С. 115

24. Гринин В.П. 1979, Изв.Крымск.астрофиз.обсерв. Т.59 С. 154

25. Гринин В.П., Катышева H.A. 1980, Изв.Крымск.астрофиз.обсерв. Т.62 С.66

26. Гринин В.П., Соболев В.В. 1989, Астрофизика Т.31 С.527

27. Гусейнов З.Э., Имшенник B.C., Палейчик В.В. 1971, Астрон.журн. Т.48 С.1217

28. Зайцев В.В., Степанов A.B. 1991, Астрон.журн. Т.68 С.384

29. Иванов В.В. 1969, Перенос излучения и спектры небесных тел. М.: Наука

30. Иванов В.В. 1972, Астрон.журн. Т.49 С.115

31. Имшенник B.C., Боброва H.A. 1997, Динамика столкновительной плазмы. М.: Энергоатомиздат32 33 [34 [35 [36 [37 [383943 44 [45 [46 [47 [48

32. Катышева H.A. 1983, Астрофизика Т. 19 С.55

33. Катышева H.A., Кацова М.М. 1990, Астрон.журн. Т.67 С. 924

34. Кацова М.М. 1979, Астрон. циркуляр, No 1054 С.1

35. Кацова М.М. 1982, Астрон.журн. Т.59 С.1124

36. Кацова М.М. 1985, Астрон.журн. Т.62 С.1139

37. Кацова М.М. 1990, Астрон.журн. Т.67 С.1219

38. Кацова М.М., Бадалян О.Г., Лившиц М.А. 1987, Астрон.журн. Т.64 С.1243

39. Кацова М.М., Дрейк Дж., Лившиц М.А. 1995, Астрон.журн. Т.72 С.580

40. Кацова М.М., Косовичев А.Г., Лившиц М.А. 1981, Астрофизика Т.17 С.285

41. Кацова М.М., Лившиц М.А. 1978, Астрон.журн. Т.55 С.363

42. Кацова М.М., Лившиц М.А. 1986. в кн.: Вспыхивающие звезды и родственные им объекты /Ред. Мирзоян Л.В. Ереван: Изд-во АН АрмССР С.183

43. Косовичев А.Г. 1986, Изв.Крымск.астрофиз.обсерв. Т.75 С.8; (Препринт N0 167 Ин-та прикл. матем. им.М.В.Келдыша АН СССР, 1979)

44. Косткж Н.Д., Пикельнер С.Б. 1974, Астрон. журн. Т.51 С.1002

45. Лившиц М.А. 1983, Астрон.журн. Т.60 С.964

46. Москаленко Е.И. 1984. Методы внеатмосферной астрономии. М.: Наука

47. Нагирнер Д.И. 1975, Тр.астрон.обсерв.ЛГУ. Т.31 С.З

48. Павленко Я.В. 1998, Астрон.журн. Т.75 С.888

49. Прилуцкий О.Ф., Усов В.В. 1976, Астрон.журн. Т.53 С.6

50. Соболев В.В. 1947. Движущиеся оболочки звезд. Л.: Изд-во ЛГУ

51. Соболев В.В. 1974. Курс теоретической астрофизики. М.: Наука

52. Соболев В.В., Гринин В.П. 1995, Астрофизика Т.38 С.33

53. Сомов Б.В., Спектор А.Р., Сыроватский С.И. 1979, Тр.ФИАН Т.110 С.73

54. Степанов А.В. 1996, Изв.Главн.астрон.обе. N0 211 С.5

55. Сыроватский С.И., Шмелева О.П. 1972, Астрон.журн. Т.49 С.334

56. Челенко Н. 1999, Астрон.журн. Т.76 (в печати)

57. Черепащук А.М. 1976, Письма в Астрон.журн. Т.2 С.356

58. Черток И.М. 1993, Астрон.журн. Т.70 С. 150

59. Чугайнов П.Ф. 1991, Астрофизика Т.34 С.271

60. Шварцман В.Ф., Бескин Г.М., Гершберг Р.Е., Плахотниченко В.Л., Пустильник Л.А. 1988, Письма в Астрон.журн. Т. 14 С.233

61. Щербаков В.А. 1994, Лицензионный пакет "CCD Image Fitting" Крымская астрофизическая обсерватория.

62. Abranin Е.Р., Alekseev I.Yu., Avgoloupis S., Bazelyan L.L., Berdyug-ina S.V., Cutispoto G., Gershberg R.E. et al. (+ more 16 co-authors) 1998, Astron. Astrophys. Trans. V.17 P.221

63. Agrawal P.C., Rao A.R., Sreekantan B.V. 1986, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. V.129 P.225

64. Alekseev I.Yu., Gershberg R.E. 1997, in: The Earth and the Universe /Eds. Asteriadis et al. Thessaloniki. Ziti Editions. P.43

65. Allard F., Hauschildt P.H., Alexander D.R., Starrfield S. 1997, Ann. Rev. Astron. Astrophys. V. 35 P. 137

66. Antonucci E. 1989, Solar Phys. V.121 P.31

67. Antonucci E., Gabriel A., Acton L., et al. 1982, Solar Phys. V.78 P.107

68. Ayres T.R. 1982, in: Advances in Ultraviolet Astronomy: Four Years of IUE Research /Eds. Kondo Y., Mead J.M., Chapman R.D. NASA Conf.Publ. 2238 P.251

69. Ayres T.R. 1984, Astrophys.J. V.284 P.784

70. Ayres T.R. 1988, Astrophys.J. V.331 P.467

71. Ayres T.R., Linsky J.L. 1980, Astrophys.J. V.241 P.279

72. Ayres T.R.,, Marstad N.C., Linsky J.L. 1981, Astrophys.J. V.241 P.279

73. Ayres T.R., Schiffer F.H.III.Jr., Linsky J.L. 1983a, Astrophys.J. V.272 P.223

74. Ayres T.R., Stencel R.E., Linsky J.L., Simon T., Jordan C., Brown A., Engvold O. 1983b, Astrophys.J. V.274 P.801

75. Badalyan O.G. 1986, Astron. Astrophys. V.169 P.305

76. Baliunas S.L., Vaughan A.H. 1985, Ann. Rev. Astron. Astrophys. V.23 P.379

77. Barlow D.J., Fekel F.C., Searfe C.D. 1993 Publ.Astron.Soc.Pacif. V.105 P.476

78. Boesgaard A., Simon T. 1979, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Spec.Rept.Smithsonian Astrophys. Observ. No 392 V.II P.161

79. Brandenburg A., Krause F., Meinel R., Moss D., Tuominen I. 1989, Astron. Astrophys. V.213 P.411

80. Bookbinder J., Golub L., Rosner R. 1985, "Highlight of the EINSTEIN survey of cool stars". Colorado Astrophys.Preprint, P.69

81. Bopp B.W., Fekel F. 1977, Astron.J. V.82 P.490

82. Bowyer S., Malina R.F. 1991, in: Extreme Ultraviolet Astronomy /Eds. Malina R.F., Bowyer S., New York: Pergamon Press. P.397

83. Brickhouse N.S. 1996, in: Astrophysics in the Extreme Ultraviolet. IAU Coll. No 152 /Eds. Bowyer S., Malina R.F. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.105

84. Brickhouse N.C., Raymond J.C., Smith B.W. 1995, Astrophys. J.Suppl. V.97 P.551

85. Brown A., Drake J.J., Jelinsky P., Malina R.F., Gagne M. 1997, in preparation

86. Brown J. 1971, Solar Phys. V.18 P.489

87. Busko I.C., Torres C.A.O. 1978, Astron. Astrophys. V.64 P.153

88. Butler C.J., Rodonö M., Foing B.H., Haisch B.M. 1986, Nature V.321 P.679

89. Butler C.J., Doyle J.G., Foing B.H., Rodono M. 1988, in: Activity in Cool Star Envelopes /Eds. Havness O., Pettersen B.R., Schmitt J.H.M.M., Solheim J.E., Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.16796 97 [9899 100101 102103104105106107108 109

90. Byrne P.B. 1989, Solar Phys. V.121 P.61

91. Byrne P.B. 1991, "Starspots" Armagh Obs.Preprint Ser. No 130

92. Byrne P.B. 1996, in: Stellar Surface Structure, IAU Symp. No 176 /Eds. Strassmeier K.G., Linsky J.L. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P. 299

93. Catura R., Acton L.W., Johnson H.M. 1975, Astrophys.J. V.196 P.L47

94. Cheng C.-C., Oran E.S., Doschek G. A., Boris J.P., Mariska J.T. 1983, Astrophys.J. V.265 P.1090

95. Cheng C.-C., Pallavicini R. 1991, Astrophys.J. V.381 P.234

96. Cliver E.W., Dennis B.R., Kiplinger A.L., et al. 1986, Astrophys.J. V.305 P.920

97. Crannell C.J., Dilk G.A., Kosugi T., Magun A. 1988, Solar Phys. V.118 P.107

98. Cully S.L., Siegmund O.H.M., Vedder P.M., Vallerga J.V. 1993, Astrophys.J. V.414 P.L49

99. Cully S.L., Fisher G., Abbott M.J., Siegmund O.H.W. 1994, Astrophys.J. V.435 P.449de Jager C. 1980, The Brightest Stars. Dordrecht: Reidel.de Jager C., Heise J., Avgoloupis S. et al. 1986, Astron. Astrophys. V.156 P.95

100. Dennis B.R. 1988, Solar Phys. V.118 P.49 Doyle J.G., Butler C.J. Nature, 1985, V.313 P.378

101. Doyle J.G., Butler C.J., Byrne P.B., van den Oord G.H.J. 1988, Astron. Astrophys. V.193 P.229

102. Doyle J.G., Byrne P.B., Dennis B.R., Emslie A.G., Poland A.I., Sim-nett G.M. 1985, Solar Phys. V.98 P.141112. .Doyle, J.G., Kellett, B.J., Butler, C.J., Byrne, P.B., et al. 1992, Astron. Astrophys. Suppl. V.96 P.351

103. Doyle J.G., Panagi P., Byrne P.B. 1990, Astron. Astrophys. V.228 P.443

104. Drake J.J., Brown A., Bowyer S., Jelinsky P., Malina R.F., Wu X.Y. 1994, in: Cool Stars, Stellar Systems and the Sun. Proc.8th Cambridge Workshop /Ed. Caillaut J.-P. ASP Conf. Ser. V.64 P.35

105. Drake J.J., Stern R.A., Stringfellow G., Mathioudakis M., Laming J.M., Lambert D.L. 1996, Astrophys.J. V.469 P.828

106. Drake S.A., Simon T., Linsky J.L. 1984, Colorado Astrophys. Preprint. •Papers presented at Workshop on Stellar Continuum Radio Astronomy, Boulder, P.38

107. Dravins D., et al. 1993, Astrophys.J. V.403 P.412

108. Dupree A.K. 1975, Astrophys.J. V.200 P.L127

109. Dupree A.K., Brickhouse N.S. 1995, in: Stellar Surface Structure. IAU Symp. No 176. Vienna. Oct. 1995 /Ed. Strassmeier K. Poster Papers P. 184

110. Dupree A.K., Brickhouse N.S., Doschek G.A., Green J.C., Raymond J.C. 1993, Astrophys.J. V.418 P.L41

111. Falchi A., Falchiani R., Smaldone L.A., Tozzi G.P. 1989, in: Solar and Stellar Flares. IAU Coll. No 104. Poster Papers /Eds. Haisch B.M., Rodonö M. Catania Astrophys. Obs. Spec. Publ. P.79122.123.124.125.126.127.128.129.130.131.132.133.134.135.

112. Favata F. 1998, AstroNews ESA No 36 Sept. P.6

113. Fawcett B.C. 1984, Atomic Data Nucl. Data Tables, V.31 P.495

114. Fekel F.C., Moffett T.J,, Henry G.W. 1986, Astrophys.J.Suppl. V.60 P.551

115. Fisher G.H. 1986, in: Radiative Hydrodynamics in Stars and Compact Objects /Eds. Mihalas D., Winkler K.H.A. Lecture Notes in Physics, Springer. Berlin. V.255 P.53•Fisher G.H. 1987, Astrophys.J. V.317 P.502

116. Fisher G.H., Canfield R.C., McClymont A.N. 1985, Astrophys.J. V.289 P.425

117. Forbes T.G., Acton L.W. 1996, Astrophys.J. V.459 P.330

118. Fruscione A., Hawkins I., Jelinsky P., Wiercigroch A.B. 1994, Astrophys.J.Suppl. V.94 P.127

119. Gabriel A.H. 1993, in: The Sun A Laboratory for Astrophysics. Proc.NATO Adv.Study Inst. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.

120. Gary D.E. 1985, in: Radio Stars /Eds. Hjellming R.M., Gibson D.M. Dordrecht: Reidel. P.185

121. Gershberg R.E., Pikel'ner S.B. 1972, Comments Astrophys. Space Phys. V.4 P.113

122. Gershberg R.E., Shakhovskaya N.I. 1983, Astrophys. Space Sei. V.95 P.235

123. Getman K.V., Katsova M.M. 1998, Astron. Astrophys. Trans. V.16(l) P.53

124. Hawley S.L., Fisher G.H. 1992, Astrophys.J.Suppl. V.78 P.565

125. Hawley S.L., Fisher G.H., Simon T., Cully S.L., Deustua S.E., Jablon-ski M., Johns-Krull C.M., Pettersen B.R., Smith V., Spiesman W.J., Valenti J. 1995, Astrophys.J. V.453 P.464

126. Hiei E., Hundhausen A.J. 1996, in: Magnetodynamic Phenomena in the Solar Atmosphere /Eds. Uchida Y., Kosugi T., Hudson H.S. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P. 125

127. Houdebine E.R. 1992, Irish Astron. V.20 R213

128. Houdebine E.R., Doyle J.G., Koscielecki M. 1995, Astron. Astrophys. V.294 P.773

129. Huovelin J., Poutanen M., Tuominen I. 1986, Helsinki Univ.of Techn.Radio Lab.Report. S166 P. 18

130. Ilyin I.V. 1995, Acquisition, archiving and analysis (3A) software package and User's Manual, Observatory, University of Helsinki

131. Jetsu L., Huovelin J., Tuominen I., Vilhu O., Bopp B.W., Piirola V. 1990, Astron. Astrophys. V.236 P.423

132. Johnson H. 1983, in: Activity in Red Dwarf Stars. IAU Coll. No 71 /Eds. Byrne P.B., Rodono M. Dordrecht: Reidel. P.109

133. Jordan C.J. 1969, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. V.142 P.501

134. Jordan C., Ayres T.R., Brown A. 1983, in: Activity in Red Dwarf Stars. IAU Coll. No 71 /Eds. Byrne P.B., Rodono M. Dordrecht: Reidel. P.61

135. Katsova M.M. 1988, in: Activity in Cool Star Envelopes /Eds. Hav-ness O., Pettersen B.R., Schmitt J.H.M.M., Solheim J.E. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.245 i

136. Katsova M.M. 1991, in: The Sun and Cool Stars: activity, magnetism, dynamos. IAU Coll. No 130 /Eds. Tuominen I., Moos D., Riidiger G. Lecture Notes in Physics, Springer, V. 380 P.440

137. Katsova M.M. 1992, in: Surface Inhomogeneities on Late-Type Stars /Eds. Byrne P.B., Mullan D.J. Lecture Notes in Physics, Springer. V.397 P.220

138. Katsova M.M. 1995, in: Stellar Surface Structure. IAU Symp. No 176 /Ed. Strassmeier K. Poster Papers P. 187

139. Katsova M.M. 1997, Astrophys. Space Sci. V.252/1-2 P.427

140. Katsova M.M., Boiko A.Ya., Livshits M.A. 1997, Astron. Astrophys. V.321 P. 549

141. Katsova M.M., Drake J.J., Livshits M.A. 1999, Astrophys.J. V.510 P.986

142. Katsova M.M., Hawley S.L., Abbett W.P., Livshits M.A. 1999, "Chro-mospheric condensations and X-ray heating in the flaring AD Leo atmosphere" Препринт No 4(1120), ИЗМИР AH, M.

143. Katsova M.M., Livshits M.A. 1983, in: Activity in Red Dwarf Stars. IAU Coll. No 71. /Eds. Byrne P.B., Rodono M. Dordrecht: Reidel. P.617

144. Katsova M.M., Livshits M.A. 1988, in: Activity in Cool Star Envelopes /Eds. Havness O., Pettersen B.R., Schmitt J.H.M.M., Solheim J.E. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.143

145. Katsova M.M., Livshits M.A. 1989, in: Solar and Stellar Flares. IAU Coll. No 104. Poster Papers /Eds. Haisch B.M., Rodono M. Catania Astrophys.Obs.Spec.Publ. P.71

146. Katsova M.M., Livshits M.A. 1992, Astron. Astrophys. Trans. V.3(l) P. 67

147. Katsova M.M., Livshits M.A. 1995, in: Flares and Flashes. IAU Coll. No 151 /Eds. Greiner J., Duerbeck H.W., Gershberg R.E., Lect. Notes in Physics. Springer. V.454 P. 177

148. Katsova M.M., Livshits M.A., Butler C.J., Doyle J.G. 1989, in: Solar and Stellar Flares. IAU Coll. No 104. Poster Papers /Eds. Haisch B.M., Rodono M. Catania Astrophys.Obs.Spec.Publ. P.87

149. Katsova M.M., Livshits M.A., Butler C.J., Doyle J.G. 1991, Monthly Notices Rov.Astron.Soc. V.250 P.402

150. Katsova M.M., Shcherbakov A.G. 1998, Astron. Astrophys. V.329 P. 1080

151. Katsova M.M., Tsikoudi V. 1993, Astrophys.J. V.402 P.L9

152. Katsova M.M., Tsikoudi V. 1994, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Proc.8th Cambridge Workshop /Ed. Caillault J.-P. As-tron.Soc.Pacif.Conf.Ser. V.64 P.426

153. Kopp R.A., Pneuman G.W. 1976, Solar Phys. V.50 P.85

154. Koutchmy S., Livshits M.A. 1992, Space Sei. Rev. V.61 P.393

155. Kunkel W.E. 1970, Astrophys.J. V.161 P.503

156. Kurucz R. 1979, Astrophys.J.Suppl. V.40 P.l

157. Landini M., Monsignori Fossi B.C. 1993, Astron. Astrophys. V.275 P.L17

158. Linsky J.L. 1983, in: Activity in Red Dwarf Stars. IAU Coll. No 71 /Eds. Byrne P.B., Rodono M. Dordrecht: Reidel. P.39

159. Linsky J.L. 1984, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun /Eds.

160. Baliunas S., Hartmann L. Berlin: Springer, P.244

161. Linsky J.L., Wood B.E. 1994, Astrophys.J. V.430 P.342

162. Linsky J.L., Wood B.E., Judge P., Andrulis C., Ayres T.R., 1995, •Astrophys.J. V.442 P.381

163. Linsky J.L., Worden S., McClintock W., Robertson R. 1979, Astro-phys.J.Suppl. V.41 P.47

164. Livshits M.A., Katsova M.M. 1996, in: Astrophysics in the Extreme Ultraviolet. IAU Coll. No 152 /Eds. Malina S., Malina R. Dordrecht. Kluwer. P.171

165. Livshits M.A., Badalyan O.G., Kosovichev A.G., Katsova M.M. 1981, Solar Phys. V.73 P.269

166. Maeder A., Meynet G. 1988, Astron. Astrophys.Suppl. V.76 P.411

167. Martens P.C.H. 1988, Astropys.J. V.330 P. L131

168. Mauas P.J.D., Falchi A., Pasquini L., Pallavicini R. 1998, Astron. Astrophys. in press

169. McAllister A., Dryer M., Mcintosh P., Singer H. 1996, J. Geophys. Res. V.101(A6) P.13497

170. Meunier N., Proctor M.R.E., Sokoloff D.D., Soward A.M., Tobias S.M. 1997, Geophysical and Astrophysical Fluid Dynamics. V.86 No 3-4 P. 249

171. Mewe R. 1991, Astron. Astrophys. Rev. V.3 P. 127

172. Mewe R., Kaastra J.S., Schrijver C.J., van den Oord G.H.J., Alkemade F.J.M. 1995, Astron. Astrophys. V.296 P.477

173. Mewe R., Schrijver C., Gronenschild E.H.B.M., Zwaan C. 1983: in: Solar and Stellar Magnetic Fields: Origin and Coronal Effects. IAU' Symp. No 102 /Ed. Stenflo J.O., Dordrecht: Reidel P.205

174. Mewe R., van den Oord G.H.J., Schrijver C.J., Kaastra J.S. 1995, in: Astrophysics in the Extreme Ultraviolet. IAU Coll. No 152 /Eds. Bowyer S., Malina R.F. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.553

175. Mihalas D. 1978, Stellar Atmospheres. Vol. 2, San Francisco: W.H.Freeman and Company

176. Mochnacki S.W., Zirin H. 1980, Astrophys.J. V.239 P.L27

177. Monsignori Fossi B.C., Landini M. 1994, Astron. Astrophys. V.284 P.900

178. Monsignori Fossi B.C., Landini M., Del Zanna G., Bowyer S. 1996, Astrophys.J. V.466 P.427

179. Monsignori Fossi B.C., Landini M., Drake J.J., Cully S.L. 1994, Astron. Astrohys. V.302 P. 193

180. Mould J. 1976, Astron. Astrophys. V.48 P.443203.'Mullan D.J. et al. 1992, Armagh Observatory Preprint No 137

181. Mullan D. J., Stencel R. E., Backman D. E. 1989, Astrophys.J. V.343 P. 400

182. Nakajima H., Kosugi T., Kai K., Enome S. 1984, Nature V.305 P.292

183. Nazarova L.S., Zentsova A.S. 1984, Astrophys. Space Sei. V.100 P.301

184. Neidig D.F., Wiborg P.H., Gillam C.J. 1993, Solar Phys. V.144 P.169

185. Nesme-Ribes E., Baliunas S.L., Sokoloff D. 1996, Scientific American V.275 No 2 P.31

186. Osterbrock D.E. 1989. Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Nuclei. Univ.Sei.BooksS

187. Ottman R., Schmitt J.H.M.M., Kürster M. 1993, Astrophys.J. V.413 P.710

188. Pallavicini R. 1989, Astron. Astrophys. Rev. V.l P.177

189. Pallavicini R., Monsignori-Fossi B.C., Landini M., Schmitt J.H.M.M. 1988, Astron. Astrophys. V.191 P.109

190. Pallavicini R., Tagliaferri G. 1998, Palermo Astronomy Preprints 4/98

191. Pallavicini R., Tagliaferri G., Stella L. 1990, Astron. Astrophys. V.228 P. 403

192. Panov K.P., Korhonen T. 1987, Inform.Bull.Var.Stars. No 3064.

193. Panov K.P., Piirola V., Korhonen T. 1988, Astron. Astrophys. Suppl. V.75 P.53

194. Pettersen B.R., Hawley S.L. 1987, Spectral Atlas of 26 Dwarf G9-M6 Flare Stars in the Solar Neighbourhood. Oslo: Inst, of Theor. Astrophys. Publ. Ser. No 2

195. Pettersen B.R., Hawley S.L. 1989, Astron. Astrophys. V.217 P.187

196. Pettersen B.R., Hawley S.L., Andersen B.N. 1986, in: New Insight in Astrophysics, ESA-SP-263. P. 157

197. Phillips K.J.H., Bromage G., Dufton P.L. et al. 1988, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. V.235 P.573

198. Piskunov N.E. 1996, in: Stellar Surface Structure. IAU Symp. No 176. /Eds. Strassmeier K.G., Linsky J.L. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.45

199. Piskunov N.E., Tuominen I., Vilhu O. 1990, Astron. Astrophys. V.230 P.363

200. Pounds K.A. et al. 1993, Monthly Notices Roy.Astron.Soc. V.260 P.77

201. Press W.H., Teukolsky S.A. 1988, Computers in Physics 1988. V.2 P.77

202. Pustilnik L.A. 1997, Astrophys. Space Sei. V.252/1-2 P.325

203. Raymond J.C., Smith B.W. 1977, Astropys.J.Suppl. V.35 P.419

204. Robinson R.D. 1989, in: Solar and Stellar Flares. IAU Coll. No 104. Poster Papers /Eds. Haisch B.M., Rodonö M. Catania Astrophys.Obs. Spec. Publ. P.83

205. Robinson R.D., Cram L.E., Giampapa M.S. 1990, Astrophys.J.Suppl. V.74 P.891

206. Rodonö M. 1983, Adv. Space Res. V.2 No 9 P.225

207. Rodono M. 1986, in: The M-type stars. /Eds. Johnson H.R., Querci F. CNRS/NASA SP-492 P.409

208. Roman N.G. 1949, Astrophys.J. V.110 P.204

209. Rosner R., Tucker W.H., Vaiana G.S. 1978, Astrophys.J. V. 220 P. 643

210. Rucinski S.M. 1986, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Proc. of the 4th Cambridge Workshop, Santa Fe, New Mexico /Eds. Zeilik M., Gibson D.M., Lecture Notes in Physics. Springer. V.254 P.307

211. Saar S. 1994, in: Infrared Solar Physics. IAU Symp. No 154 /Eds. Rabin D.V., Jeiferies J.T., Lindsey C. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.493

212. Saar S.H., Linsky J.L., Duncan D.K. 1985, "The time variability of ■ magnetic fields on Epsilon Eridani". Colorado Astrophys.Preprint, P.96

213. Saar S.H., Linsky J.L. 1985, "Further observations of magnetic fields on active dwarf stars". Colorado Astrophys.Preprint, P.93

214. Saar S.H., Linsky J.L. 1986, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Proc. of the 4th Cambridge Workshop, Santa Fe, New Mexico

215. Eds. Zeilik M., Gibson D.M. Lecture Notes in Physics. Springer. V.254 P. 278

216. Schaerer D., Meynet G., Maeder A., Schaller G. 1993, Astron. Astrophys. Suppl. V.98 P.523

217. Scharmer G.B. 1981, Astrophys.J. V.249 P.720

218. Scharmer G.B., Carlsson M. 1985, J. Comp. Phys. V.59 P.56

219. Schmitt J.H.M.M. 1984, 'X-ray coronae of late-type Stars. Theoretical Implications'. MPI Preprint No 29, November

220. Schmitt J.H.M.M., Drake J.J., Stern R.A. 1996, Astrophys.J. V.465 P.L51

221. Schmitt J.H.M.M., Haisch B.M., Barwig H. 1993, Astrophys.J. V.419 P.L81

222. Schmitt J.H.M.M., Harnden F.R.Jr., Peres G. et al. 1985, Astrophys.J. V.288 P.751

223. Schmitt J.H.M.M., Pallavicini R., Monsigniori Fossi B.C., Harnden F.R.Jr. 1987, Astron. Astrophys. V.179 P.193

224. Schrijver C.J., van den Oord G.H.J., Mewe R. 1994, Astron. Astrophys. V.289 P.L23

225. Shen L.-Z., Beavers W.I., Eitter J.J., Salzer J.J. 1985, Astron.J. V.90 P.1503

226. Shcherbakov A.G., Tuominen I., Jetsu L., Katsova M.M., Poutanen M. 1990, Astron. Astrophys. V.235 P.205

227. Shcherbakov A.G., Shcherbakova Z.A., Touminen I., Jetsu L. 1996, Astron. Astrophys. V.309 P.655

228. Shmeleva O.P., Syrovatski S.I. 1973, Solar Phys., V.33 P.341

229. Shull M.J., van Steenberg M. 1982, Astrophys. J.Suppl. V.48 P.95 ,

230. Siarkowski M. 1992, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. V.259 P.453

231. Siarkowski M. 1995, in: Stellar Surface Structure. IAU Symp. No 176. /Ed. Strassmeier K.G. Poster Papers P.190

232. Siarkowski M. 1996, in: Stellar Surface Structure. IAU Symp. No 176 /Eds. Strassmeier K.G., Linsky J.L. Dordrecht: Kluwer Acad.Publ. P.469

233. Skumanich A. 1972, Astrophys.J V.171 P.565

234. Somov B.V. 1992. Physical Processes in Solar Flares. Dordrecht. Kluwer Acad.Publ.257 258259260 261262 263264265266 267 [268269 270

235. Stepanov A.V., Zaitsev V.V. 1992, Solar Phys. V.139 P.343

236. Stepanov A.V., Fürst E., Krüger A., Hildebrandt J., Barwig H., Schmitt J.H.M.M. 1995, Astron. Astrophys. V.299 P.739

237. Strassmeier K.G., Hall D.S., Zeilik M., Nelson E., Eker Z., Fekel F.C. 1988, Astron. Astrophys. Suppl. V.72 P.291

238. Sturrock P.A. 1966, Nature V. 211 P. 695

239. Sturrock P. et al. (Eds), 1986, Physics of the Sun. Dordrecht. Reidel. V.2

240. Svestka Z. 1987, Solar Phys. V.108 P.411

241. Svestka Z., Farnik F., Hudson H.S., Uchida Y., Hick P., Lernen J.R., 1995, Solar Phys. V.161 L.331

242. Swank J.H., White N.E., Holt S.S., Becker R.H. 1981, Astrophys.J. V.246 P.208

243. Thatcher J.D., Robinson R.D., Rees D.E. 1991, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. V.250 P.14

244. Tsuneta S. 1996, Astrophys.J. V.456 P.840 *

245. Tucker W.H., Rosner R., Vaiana G.S. 1978, Astrophys.J. V.220 P.643

246. Veclder P.M., Canizares C.R. 1983, Astrophys.J. V.270 P.666

247. Vidal C.R., Cooper J., Smith E.W. 1973, Astrophys.J.Suppl. V.25 P.37

248. Vilhu 0. 1984, Astron. Astrophys. V.133 P.117

249. Vilhu 0. 1987, in: Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun. Proc.of the 5th Cambridge Workshop, Boulder, Colorado, P. 104

250. Vilhu O., Walter F.M. 1987, Astrophys.J. V.321 P.958

251. Walker A.B.C.Jr. 1988, Solar Phys. V.U8 P.209

252. Walter F.M., Bowyer S. 1981, Astrophys.J. V.245 P.671

253. Welsh B.Y., Vallerga J.V., Jelinsky P., Vedder P.W., Bowyer S. 1990, Opt. Eng. V.29 P.752

254. Wilson O.C. 1978, Astrophys.J. V.226 P.379

255. Wing R.F. 1983, in: Activity in Red Dwarf Stars. IAU Coll. No 71 /Eds. Byrne P.B., Rodono M. Dordrecht: Reidel P.35

256. Wood B.E., Ayres T.R. 1995, Astrophys.J. V.443 P.329

257. Wood B.E., Brown A., Linsky J.L. 1995, Astrophys.J. V.438 P.350

258. Zirin H. 1976, Astrophys.J. V.208 P.414 *