Исследование физических параметров и кинематики выборки новых магнитных химически пекулярных звезд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Семенко, Евгений Алексеевич

• Семенко, Евгений Алексеевич
• кандидат физико-математических наук
• 2009

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Семенко, Евгений Алексеевич

Введение

1 Современное состояние проблемы исследования магнетизма СР-звезд

1.1 Магнитные поля СР-звезд.

1.1.1 Методы измерения магнитных полей звезд.

1.1.2 Основные результаты измерений магнитных полей СР-звезд.

1.2 Физические параметры магнитных звезд.

1.2.1 Методы определения физических параметров магнитных звезд.

1.2.2 Сведения о физических свойствах магнитных СР-звезд

1.3 Пространственное распределение и кинематика тСР-звезд

2 Исследование точности измерения продольной компоненты магнитного поля

2.1 Исходные данные для анализа.

2.2 Исследование зависимости точности измерений Ве от степени зашумленности спектра и ширины профиля линий

2.3 Исследование точности измерений Ве в зависимости от величины поля на поверхности и ширины профиля линий

2.4 Исследование точности измерений Ве в зависимости от геометрии магнитного поля звезды и ширины профиля линий

2.5 Выводы.

3 Вращение и кинематика магнитных CP-звезд в нашей Галактике

3.1 Наблюдательный материал.

3.2 Лучевые скорости новых магнитных звезд

3.3 Скорости вращения выборки новых магнитных звезд

3.4 Пространственное распределение и кинематика магнитных звезд.

3.4.1 Распределение и кинематика магнитных звезд в прямоугольной галактической системе координат (X, Y, Z)

3.4.2 Распределение магнитных звезд с известными скоростями вращения ve sin i.

3.5 Выводы.

4 Физические параметры и химический состав избранных магнитных звезд

4.1 Спектроскопические наблюдения на 6-м телескопе и обработка данных.

4.2 HD

4.2.1 Параметры атмосферы

4.2.2 Химический состав HD

4.3 HD

4.3.1 Параметры атмосферы

4.3.2 Химический состав HD 115708 и стратификация элементов.

4.3.3 Сравнительный анализ химического состава HD

4.4 HD

4.4.1 Параметры атмосферы

4.4.2 Химический состав HD

4.5 Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Исследование физических параметров и кинематики выборки новых магнитных химически пекулярных звезд»

Актуальность проблемы

Исследования космического магнетизма — одно из важнейших направлений, развиваемых в современной наблюдательной и теоретической астрофизике. Начало исследованию космических магнитных полей было положено Дж. Хэлом, открывшим магнитные поля в солнечных пятнах в 1908 г. В настоящее время магнитные поля обнаружены в разнообразных космических объектах — от межзвездной среды до нейтронных звезд. Особо выделяется группа так называемых химически пекулярных (СР) звезд с температурами от 7000 до 25000 К, у которых на поверхности обнаружены крупномасштабные магнитные структуры индукцией от десятков гаусс до нескольких десятков килогаусс. В настоящее время известно около 350 таких объектов (Романюк, Кудрявцев 2008).

Магнитные химически пекулярные звезды Главной последовательности хорошо подходят для изучения состояния вещества, находящегося в экстремальных условиях: под воздействием высоких температур и в присутствии сильного магнитного поля. Поскольку поля СР-звезд имеют простой, преимущественно дипольный, характер и покрывают всю поверхность, анализ наблюдательных данных достаточно прост и однозначен, а выводы практически не зависят от физических параметров и ограничений принятой модели.

Сейчас общепринята точка зрения на магнитные СР-звезды, как на объекты с химически и фотометрически неоднородной поверхностью и более медленным вращением по сравнению с «нормальными» объектами того же спектрального класса. Для объяснения наблюдаемых химических аномалий применяется теория диффузии, разработанная Ми-шо (Michaud 1970), которая предполагает существование вертикальных и горизонтальных неоднородностей химического состава, тогда как в целом содержание химических элементов остается нормальным. Однако, детали работы механизма магнитной диффузии не совсем ясны.

Хотя большинство исследователей считает, что магнитные поля СР-звезд образовались вместе с ними из межзвездной среды (реликтовое поле), тем не менее эта теория их происхождения имеет ряд серьезных трудностей. Наблюдения позволяют сделать выбор между разными сценариями возникновения магнитных полей СР-звезд. Альтернативные гипотезы образования магнитных полей (реликтовая и турбулентного динамо) предсказывают разную их величину для молодых и старых звезд, быстрых и медленных ротаторов, а также разную геометрию магнитных структур. Аномалии химического состава и распределение химических элементов по поверхности звезды должны быть связаны со структурой поля и зависеть от возраста звезды.

Наблюдения магнитных звезд в CAO ведутся с момента начала эксплуатации 6-м телескопа. За это время астрономы CAO обнаружили около 120 новых магнитных СР-звезд, т.е. около 30% всех известных объектов этого типа.

Накопленный в CAO РАН наблюдательный материал позволяет провести исследования большой выборки магнитных звезд, значительная часть которых расположена существенно дальше от Солнца (до 600 -700 пк), чем ранее найденные звезды этого типа. Поэтому данные о магнетизме звезд верхней части Главной последовательности, имеющих разные возрасты, массы, скорости вращения, химический состав и расположенные в разных частях локальной области Галактики, позволяют подойти к решению актуальных проблем современной астрофизики —-выбору механизма образования и поддержания магнитных полей звезд, и выяснению их роли в процессах, доступных наблюдениям на современных инструментах.

Цели работы

1. Исследовать пространственное распределение, кинематику и вращение большой выборки удаленных СР-звезд, магнитное поле которых впервые было обнаружено в результате наблюдений на 6-м телескопе. Используя собственные и литературные данные изучить кинематику и вращение магнитных СР-звезд, находящихся в разных областях Галактики, вплоть до расстояний 600 - 700 пк от Солнца. Эти данные позволят лучше понять особенности возникновения и эволюции этих объектов.

2. Определить параметры атмосферы и оценить химический состав отдельных новых СР-звезд, имеющих уникальные магнитные поля (как по величине, так и по топологии). Особый интерес к таким объектам вызван тем, что физические условия в атмосферах звезд с сильными полями таковы, что реализуются возможности для работы ряда тонких физических механизмов, например магнитной диффузии химических элементов (А/ПсИаис! 1970). Экспериментальная проверка механизма магнитной диффузии в лабораторных условиях пока неосуществима из-за слабости эффекта, но в условиях стабильных атмосфер магнитных СР-звезд должна наблюдаться зависимость распределения пятен химического состава по поверхности от конфигурации поля. У звезд с сильными и сложными полями эта зависимость должна быть более четкой. Так как к настоящему времени в этом направлении имеются только немногочисленные сведения, получение новых наблюдательных данных крайне актуально.

3. Детально изучить факторы, влияющие на форму профилей спектральных линий у звезд с сильными полями. Провести моделирование различных ситуаций, возникающих в реально наблюдаемых спектрах и оценить влияние различных факторов на точность измерения магнитного поля. Изучить возможность появления систематических ошибок в измерениях продольных магнитных полей, особенно у быстроврагцаю-щихся звезд с широкими и несимметричными линиями, и найти способы их устранения.

Новизна работы

1. Выполнено определение лучевых скоростей и скоростей вращения (fe sin i) 32 новых магнитных звезд в однородной системе. Для 18 звезд оценка ve sin г получена впервые, для остальных — найдено хорошее согласие с предыдущими данными. На основании измерений лучевых скоростей впервые обнаружена двойная магнитная звезда HD 9147 и еще 5 заподозрены в двойственности. Впервые показано, что вновь открытые более слабые и удаленные магнитные CP-звезды по кинематике не отличаются от нормальных и химически пекулярных звезд той же температуры и светимости, а по вращению — от ранее известных магнитных звезд.

2. Впервые по спектрам высокого разрешения, полученным на 6-м телескопе выполнено детальное исследование магнитного поля и физических условий в атмосфере холодной CP-звезды HD 178892. Впервые найдены расщепленные зеемановские компоненты, указывающие, что звезда обладает рекордно сильным для холодных пекулярных звезд магнитным полем величиной достигающей 23 кГс. Впервые построена модель атмосферы звезды (Тэфф = 7700 К, lgд = 4.0), найдена проекция скорости вращения i>esin¿ = 9 км/с, определено содержание некоторых химических элементов. Показано, что аномалии химического состава типичны для магнитных СР-звезд.

3. Впервые определен химический состав горячей магнитной звезды HD 45583. Показано, что этот объект относится к очень редкому классу магнитных звезд с полем сложной, недипольной структуры, величиной до 5 кГс на поверхности. Впервые исследована переменность химического состава с фазой периода вращения звезды, определены: эффективная температура Тэфф = 13000 К, проекция скорости вращения vesinг — 75 км/с, содержание элементов Не, Mg, Si, Ti, Cr, Fe, Nd no сравнению с солнечным.

4. Выполнен анализ химического состава звезды HD 115708, имеющей слабое поле. Впервые обнаружена стратификация отдельных химических элементов с глубиной в ее атмосфере. Показано, что степень аномальности содержания большинства исследованных химических элементов у двух звезд с одинаковой температурой и периодом вращения, но имеющих поля существенно разной величины (HD 178892 — 23 кГс, HD 115708 — 3 кГс) — одинакова.

Научная и практическая ценность работы

Результаты диссертационной работы основаны на данных, полученных с использованием спектрометров НЭС и ОЗСП 6-м телескопа CAO РАН.

1. Методом моделирования синтетических спектров проанализированы различные факторы, влияющие на точность измерения магнитного поля, особенно у быстровращающихся звезд со сложными профилями линий. Даны рекомендации по устранению или учету систематических ошибок, возникающих из-за недостаточного учета асимметрии профилей линий стандартными методами. Результаты расчетов могут быть использованы при анализе магнитных полей сложной структуры (как, например, у звезды HD 45583).

2. Получено и обработано более 70 спектров. Выполнены измерения лучевых скоростей и скоростей вращения 32-х новых магнитных звезд. Обработанные нами спектры могут быть в дальнейшем использованы для выполнения других задач: оценки параметров атмосферы, исследований химического состава и др.

3. Впервые по спектрам высокого разрешения найдены расщепленные зеемановские компоненты в спектре холодной магнитной звезды HD

178892, позволившие найти рекордно сильное магнитное поле (до 23 кГс) и определен химический состав звезды. Используемая методика может быть применена и для анализа других холодных звезд с сильными полями, в спектрах которых наблюдаются расщепленные зеемановские компоненты.

4. Изучено магнитное поле и химический состав звезды НБ 45583. Найдено, что поле имеет сложную, недипольную конфигурацию, а области аномального содержания некоторых элементов связаны с топологией поля. При анализе зеемановских спектров учитывалась асимметрия и другие особенности, способные исказить результаты измерений поля. Результаты указанной работы могут быть на практике использованы при анализе звезд с магнитными полями сложной структуры.

5. Обнаружена и исследована стратификация химических элементов с глубиной в атмосфере звезды НБ 115708. Работа была выполнена с применением новейших программ анализа звездных спектров, разработанных в университете г. Уппсала (Швеция) и ИНАСАН РАН.

Результаты данной работы могут быть использованы в научных учреждения России и зарубежных стран, в которых ведутся исследования магнитных звезд, а также атмосфер звезд Главной последовательности, в том числе: САО РАН, ИНАСАН, ГАИШ МГУ, ГАО РАН, Ростовском и Казанском университетах.

Положения, выносимые на защиту

1. Результаты измерения лучевой скорости и проекции скорости вращения 32-х новых магнитных звезд по спектрам, полученным на б-м телескопе. Результаты исследования различных факторов, влияющих на форму профилей спектральных линий и точность измерений магнитного поля, проведенного путем моделирования синтетических спектров.

2. Результаты анализа пространственного распределения, кинемаи тики и вращения выборки магнитных CP-звезд, показавшие, что вновь открытые более слабые и удаленные объекты этого типа по кинематике не отличаются от нормальных звезд той же температуры и светимости, а по вращению — от ранее известных магнитных звезд (скорости вращения ve sin i которых в 3 - 4 раза ниже нормальных).

3. Результаты детального изучения физических параметров и магнитного поля двух уникальных CP-звезд: 1) определены эффективная температура Тэфф = 7700 К и проекция скорости вращения vesini = 9 км/с звезды HD 178892, найдено сильное поле дипольной структуры, величина которого (достигающая 23 кГс) является рекордно сильной для холодных СР-звезд; 2) установлено, что магнитное поле другой звезды — HD 45583 имеет сложную, недипольную конфигурацию, определена величина среднего поверхностного поля — 5 кГс, i>esin i = 75 км/с, эффективная температура Тэфф = 13000 К.

4. Результаты определения химического состава трех звезд: HD 178892, HD 45583 и HD 115708. Установлено, что степень аномальности содержания большинства элементов в атмосферах двух звезд с одинаковой температурой, но разной величиной поля (сильное — HD 178892, слабое — HD 115708) не различается. Найдена и исследована стратификация элементов с глубиной в атмосфере звезды HD 115708. Показано, что химический состав горячей CP-звезды со сложным магнитным полем HD 45583 слабо меняется с фазой периода ее вращения.

Структура диссертации

Полный объем диссертации составляет 161 страница (основная часть 149 страниц и 12 страниц приложений), в том числе 19 рисунков и 12 таблиц. Список цитируемой литературы содержит 165 наименований. Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка литературы и двух приложений.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Семенко, Евгений Алексеевич

4.5 Выводы

В рамках работы по детальному исследованию отдельных магнитных СР-звезд мы оценили химический состав и атмосферные параметры трех звезд: НБ 115708, НБ 178892 и НБ 45583.

Первые два объекта относятся к классу холодных звезд с аномальным содержанием ЭгСгЕи. Звезды имеют близкую температуру (соответственно, 7550 К и 7700 К) и характеризуются медленным вращением (ие8шг 11 и 9км/с). Существенное различие между НБ 115708 и НБ 178892 заключается в величине магнитного поля (Ве « 500 Гс у НБ 155708 и 7500 Гс у НБ 178892): у первой звезды прямые методы измерения не позволяют оценить В8 из-за того, что уширение вращением больше зеемановского. В любом случае ясно, что величина поверхностного поля НБ 115708 небольшая и вряд ли составляет более 2 - ЗкГс. Наоборот, значительное расщепление большинства линий в спектре НБ 178892 явно указывает на наличие поверхностного поля, модуль которого меняется от 17.5 до 23 - 24кГс.

Сравнительный анализ химического состава HD 115708 и HD 178892 позволяет обнаружить некоторые особенности. Так, например, у обеих звезд имеются PrNd-аномалии, характерные для roAp-звезд. Однако, все поиски пульсаций у HD 115708 завершились безрезультатно, а для HD 178892 подобные исследования не проводились вообще. В целом, различия в химическом составе HD 115708 и HD 178892 не выходят за пределы ошибок, за исключением некоторых РЗЭ, которые обильнее представлены у звезды с сильным полем — HD 178892.

В ходе изучения химического состава HD 115708 выяснилось, что некоторые элементы распределены с глубиной в атмосфере звезды неоднородно. Стратификационный анализ был выполнен для Fe, Cr, Mg, Si и Са. Распределение кальция с глубиной в атмосферах некоторых звезд с близкой температурой качественно выглядит одинаково. Нарушение ионизационного баланса для линий кальция в спектре HD 178892 также может служить указанием на возможную стратификацию этого элемента в атмосфере. Но нужно учитывать тот факт, что в случае HD 178892 точность определения эффективной температуры существенно ниже и нарушение баланса может являться следствием неправильного выбора атмосферных параметров.

HD 45583 по своим параметрам существенно отличается от двух ранее рассмотренных звезд. Высокая температура (Тэфф = 13000 К), дефицит Не и избыток Fe, Cr и Si позволяют отнести звезду к классу химически пекулярных звезд с кремниевыми аномалиями. Стоит отметить быстрое вращение звезды (ve sin i = 70 — 75 км/с). Наши исследования показали, что магнитное поле на поверхности звезды практически равно максимальному значению модуля продольного поля. Объяснить подобное явление можно с использованием модели со сложной геометрией магнитного поля. С другой стороны, подобный эффект предположительно может достигаться за счет сильной спектральной переменности. Исследованию различных, связанных с магнитным полем и влияющих на точность измерения продольного поля, факторов посвящена глава. 2. Се

134 рии спектров, полученные в разные фазы вращения, явно указывают на существование пятен из различных химических элементов на поверхности звезды. Мы исследовали химический состав звезды в различные моменты времени и выяснили, что картина изменения содержания железа, хрома и кремния в общих чертах напоминает поведение соответствующих элементов в атмосфере звезды а2 СУп, которую методами доплер-зеемановского картирования изучал О. Кочухов (КосЬикЬоу еЬ а1. 2002Ь).

Заключение

Таким образом, поставленные перед нами цели работы выполнены.

1. Детально изучены факторы, влияющие на форму профилей спектральных линий у звезд с сильными полями. Проведено математическое моделирование различных ситуаций, возникающих в реальных наблюдениях, оценено влияние различных факторов, влияющих на точность измерений магнитного поля. Даны рекомендации для случая измерений профилей поляризованных линий сложной формы.

2. Мы исследовали пространственное распределение, кинематику и вращение максимально возможной выборки магнитных СР-звезд. В согласии с предыдущими данными мы получили, что магнитные СР-звезды по пространственному распределению и кинематике не отличаются от нормальных немагнитных звезд ГП той-же температуры, но скорости вращения магнитных звезд примерно в 3-4 раза меньше, чем у нормальных. Поэтому имеются все основания считать, что магнитные звезды образовались вместе с нормальными и эволюционируют вместе с ними, а магнитное поле и химические аномалии являются индивидуальными проявлениями особенностей физических условий, существовавших в локальном месте образования конкретной СР-звезды или возникших в ходе ее дальнейшей эволюции.

3. Нами проведено детальное изучение физических параметров и химического состава двух уникальных звезд, магнитное поле которых впервые было обнаружено в CAO. Одна из них — холодная магнитная звезда HD 178892, обладающая рекордно сильным для звезд этого типа дипольным полем, имеет аномальный химсостав, однако степень найденной нами аномальности невелика — типичная для СР-звезд. Вторая — горячая магнитная звезда НБ 45583 также имеет сильное поле, но сложной конфигурации, надежная модель поля до сих пор не построена. И в этом случае мы получили, что аномалии химического состава ее атмосферы не являются очень большими.

Мы специально избрали для исследований звезды с очень большими и/или необычными полями, полагая что именно в этих условиях специфика магнитных звезд проявится наибольшим образом. Однако мы обнаружили у них совершенно обычный для случая тСР-звезд химический состав. Известны магнитные звезды со значительно более слабыми полями, но аномалии химического состава которых на 1 - 2 порядка больше, чем у вышеуказанных объектов. Это означает, что не существует прямой зависимости между величиной поля и степенью аномальности химического состава.

Благодаря усилиям многих исследователей решены многие частные вопросы, но по прежнему нет ответа на общие вопросы магнитных СР-звезд, связанные с их происхождением и эволюцией. Работы в этом актуальном направлении необходимо продолжать.

Так как для статистических исследований накопленных данных еще недостаточно, следует продолжать поиски новых магнитных звезд, исследовать их пространственное распределение, кинематику, физические параметры и химический состав, пытаться найти связи со структурой магнитного поля в Местной области Галактики. Такие работы мы планируем выполнять на 6-м телескопе.

Мы предполагаем также детально исследовать достаточно большую выборку магнитных звезд разной температуры и с полями разной величины для выяснения особенностей физических процессов происходящих в их атмосферах.

Благодарности. В заключение, автор выражает благодарность своему научному руководителю И.И. Романюку за всестороннюю помощь в выполнении работы, ставшей основой для диссертации. Отдель

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Семенко, Евгений Алексеевич, 2009 год

1. Бобылев В.В., Гончаров Г.А., Байкова А.Т. 2006, Астрон. Ж., 83, 821

2. Глаголевский Ю.В. 1966, Диссертация на соискание степени кандидата физ.-мат. наук, Алма-Ата

3. Глаголевский Ю.В., Клочкова В.Г. и Копылов И.М. 1987, Астрон. Ж., 64, 360

4. Грей Д. 1980, «Наблюдения и анализ звездных фотосфер», М.: Мир

5. Елькин В.Г., Кудрявцев Д.О., Романюк И.И. 2003, Письма в АЖ, 29, 455

6. Клочкова В.Г., Копылов И.М. 1986, Астрон. Ж., 63, 240

7. Копылов И.М. 1987, Астрофиз. исследования (Известия CAO), 24, 44

8. Кудрявцев Д.О. 2002, Диссертация на соискание степени кандидата физико-математических наук, Нижний Архыз

9. Кудрявцев Д.О., Романюк И.И., Семенко Е.А., Соловьев Г.А. 2007, Астроф. бюллетень, 62, 162

10. Леушин В.В., Снежко Л.И. 1978, Циркуляр ШАО, 64, 3

11. Любимков Л.С. 1995, «Химический состав звезд: метод и результаты анализа», Одесса: Астропринт

12. Найденов И.Д., Чунтонов Г.А. 1976, Сообщ. CAO, 16, 63

13. Панчук В.Е. 1998, Технический отчет САО №258

14. Панчук В.Е. 2001, Препринт САО №154

15. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Найденов И.Д. 2003, Препринт САО №179

16. Панчук В.Е., Алиев А.Н., Клочкова В.Г., Юшкин М.В. 2004, Препринт САО №192

17. Панчук В.Е., Юшкин М.В., Емельянов Э.В. 2006, Препринт САО №212

18. Романюк И.И. 1980, Астрофиз. исслед., 12, 3

19. Романюк И.И. 1984, Астрофиз. исслед., 18, 37

20. Романюк И.И. 2004, Диссертация на соискание степени доктора физ.-мат. наук, Нижний Архыз

21. Романюк И.И. 2005, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв., 58, 64

22. Романюк И.И. 2007, Астрофиз. бюллетень, 62, 72

23. Романюк И.И., Панчук В.Е., Пискунов Н.Е., Кудрявцев Д.О. 2007, Астроф. бюлл., 62, 32

24. Романюк И.И, Кудрявцев Д.О. 2008, Астроф. бюлл., 63, 148

25. Рябчикова Т.А., Саванов И.С., Маланушенко В.П. и др. 2001, Астрой. Ж., 78, 444

26. Рябчикова Т.А., Саванов И.С., Маланушенко В.П. и др. 2002, Астрой. Ж., 79, 768

27. Сахибуллин H.A. 1997, «Методы моделирования в астрофизике. I. Звездные атмосферы», Казань: Фон

28. Сахибуллин Н.А. 2003, «Методы моделирования в астрофизике. II. Определение фундаментальных параметров звезд», Казань: Фэн

29. Семенко Е.А., Кудрявцев Д.О., Рябчикова Т.А., Романюк И.И. 20086, Астрофиз. бюллетень, 63, 136

30. Фриш С.Э. 1963, «Оптические спектры атомов», M.-JL: Физматгиз

31. Хохлова B.JI., Васильченко Д.В., Степанов В.В., Романюк И.И. 2000, Письма в АЖ, 26, 217

32. Abt Н.А., Snowden M.S. 1973, Astrophys. J. Suppl. Ser., 25, 137

33. Abt H.A., Morrell N.I. 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., 99, 135

34. Abt H.A., Levato H., Grosso M. 2002, Astron. Journ., 573, 359

35. Asplund M., Grevesse N., Sauval A.J. 2005, ASP Conf. Ser, 336, 25

36. Auriere M, Wade G.A, Silvester J, et al. 2007, Astron. Astrophys, 475, 1053

37. Babcock H.W. 1947, Astrophys. J, 105, 105

38. Babcock H.W. 1958, Astrophys. J. Suppl. Ser, 3, 141

39. Babel J. 1994, Astron. Astrophys, 283, 189

40. Bagnulo S, Landstreet J.D, Mason E, Wade G.A. 2005, EAS Publ. Series, 17, 293

41. Bagnulo S, Landstreet J.D, Mason E, et al. 2006, Astron. Astrophys, 450, 777

42. Biemont E, Palmeri P, Quinet P. 1999, Astrophys. Sp. Sci. Rev, 635, 269

43. Balckwell-Whitehead R.J, Pickering J.C, Pearse et al. 2005, Astrophys. J. Suppl. Ser, 157, 402

44. Bohlender D.A., Landstreet J.D., Brown D.N., Thompson I.B. 1987, Astrophys. J., 323, 325

45. Borra E.F., Landstreet J.D. 1973, Astrophys. J., 185L, 139

46. Bohlender D.A., Landstreet J.D. 1990, Mon. Not. R. Astron. Soc., 247, 606

47. Borra E.F., Landstreet J.D. 1973, Astrophys. J., 185, 139

48. Borra E., Landstreet J.D., Thompson I. 1983, Astrophys. J. Suppl. Ser., 53, 151

49. Bychkov V.D., Bychkova L.V., Madej J. 2003, Astron. Astrophys., 407, 631

50. Carrier F., North P., Udry S., Babel J. 2002, Astron. Astrophys., 394, 151

51. Carroll J. 1933, Mon. Not. R. Astron. Soc., 93, 478

52. Chountonov G.A. 2000, in: «Magnetic fields of chemically peculiar and related stars», Proc. of International Conf., Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk (N. Arkhyz, SAO RAS, 1999), 229

53. Chountonov G.A. 2004, in: «Magnetic Stars», Proc. of International Conf., Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, (N. Arkhyz, SAO RAS, 2003), 286

54. Cowley C., Bord D.J. 2004, in: «The A-Star Puzzle», IAU Sypm. 224, Eds: J. Zverko, J. Ziznovsky, S. Adelman and W. Weiss (Poprad, 2004), 265

55. Cramer N., Maeder A. 1980, Astron. Astrophys., 88, 135

56. Deeming T. 1977, Astrophys. Space Sci, 46, 13

57. Dehnen W., Binney J.J. 1998, Mon. Not. R. Astron. Soc., 298, 387

58. Didelon P. 1983, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 53, 119

59. Donati J.-F., Semel M., Carter B.D., Rees, D.E., Cameron, A.C. 1997, Mon. Not. R. Astron. Soc., 291, 658

60. Donati J.-F., Babel J., Harries T.J., Howarth I.D., Petit P., Semel M. 2002, Mon. Not. R. Astron. Soc., 333, 55

61. Donati J.-F., Howarth I.D., Jardine M.M., et al. 2005, Mon. Not. R. Astron. Soc., 370, 629

62. Evans D.S. 1967, in: Proc. of the IAU Symp. 30 on Determination of Radial Velocities and Their Applications, Eds: A.H. Batten, J.F. Heard (Academic Press, London)

63. ESA 1997, The HIPPARCOS catalog, ESA SP-1200

64. Glagolevskij Yu.V. 1994, Bull. Spec. Astrophys. Obs., 38, 152

65. Gnedin Yu.N., Natsvlishvili T.M. 1997, in: «Stellar magnetic fields», Proc. of International Conf., Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk (N. Arkhyz, SAO RAS, 1996), 40

66. Golay M. 1972, Vistas in Astron., 14, 13

67. Gomez A.E., Luri X., Grenier S., et al. 1998, Astron. Astrophys., 336, 953

68. Gray D. 1980, Publ. Astron. Soc. Pacific, 92, 771

69. Grenier S., Baylac M.-O., Rolland L., Burnage R. et al. 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 137, 451

70. Hauck B., North P. 1993, Astron. Astrophys., 269, 403

71. Hauck B., Mermilliod M. 1998, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 129, 431

72. Hubrig S., North P., Mathys G. 2000, Astrophys J., 539, 352

73. Hubrig S., Nesvacil N., Schöller M., et al 2005, Astron. Astrophys., 440, L37

74. Hubrig S., North P., Schöller M., Mathys G. 2006, Astron. Nachricht., 327, 289

75. Johnson D.R.H., Soderblom D.R. 1987, Astron. Journ., 93, 864

76. Kochukhov O., Bagnulo S., Barklem P.S. 2002a, Astrophys. J., 578, 75

77. Kochukhov O., Piskunov N., Ilyin I., et al 2002b, Astron. Astrophys., 389, 420

78. Kochukhov O., Bagnulo S., Wade G.A., et al 2004b, Astron. Astrophys, 414, 613

79. Kochukhov O., Drake N.A., Piskunov N., et al 2004b, Astron. Astrophys., 424, 935

80. Kochukhov O. 2006, Astron. Astrophys., 454, 321

81. Kochukhov O., Tsymbal V., Ryabchikova T., et al 2006, Astron. Astrophys., 460, 831

82. Kochukhov O., Bagnulo S. 2006, Astron. Astrophys., 450, 763

83. Kochukhov O. 2007, in: «Magnetic Stars», Proc. of International Conf., Eds: I.I. Romanyuk and D.O. Kudryavtsev (N. Arkhyz, SAO RAS, 2006), 109

84. Kodaira K. 1969, Astrophys. J., 157, 59

85. Kopylova F.G., Romanyuk I.I. 1992, in: «Stellar Magnetism», Proc. of International Meet., Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, St. Petersburg, Nauka, 54

86. Kudryavtsev D.O. 2000, Baltic Astronomy, 9, 649

87. Kudryavtsev D.O., Romanyuk I.I., Elkin V.G., Paunzen E. 2006, Mon. Not. R. Astron. Soc., 372, 1804

88. Kudryavtsev D.O., Semenko E.A., Romanyuk I.I. 2008, Contrib. of the Astron. Observ. Skalnate Pleso, 38, 427

89. Kupka F., Ryabchikova T.A., Piskunov N.E., Stempels H.C., Weiss W.W. 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119

90. Kurtz D. 1978, IBVS, 1436, 1

91. Kurtz D. 1982, Mon. Not. R. Astron. Soc., 200, 807

92. Kurtz D., Martinez P. 2000, Baltic Astronomy, 9, 253

93. Kurtz D.W., Elkin V.G., Cunha M., et al. 2006, Mon. Not. R. Astron. Soc., 372, 286

94. Kurucz R.L. 1993, Kurucz CD-ROM, Cambridge, Mass.: Smithsonian Astrophysical Observatory

95. Landstreet J.D. 1970, Astrophys. J., 159, 1001

96. Landstreet J.D., Mathys G. 2000, Astron. Astrophys., 359, 213

97. Landstreet J.D. 2004, in: «Magnetic Stars», Proc. of International Conf., Eds: I.I. Romanyuk and D.O. Kudryavtsev (N. Arkhyz, SAO RAS, 2003), 11

98. Landstreet J.D., Andretta V., Bagnulo S., et al. 2007a, in: «Magnetic Stars», Proc. of International Conf., Eds: I.I. Romanyuk and D.O. Kudryavtsev (N. Arkhyz, SAO RAS, 2006), 25

99. Landstreet J.D., Bagnulo S., Andretta V., et al. 2007b, Astron. Astrophys., 470, 685

100. Lawler J.E., Bonwallet G., Sneden C. 2001a, Astrophys. J., 556, 452

101. Lawler J.E., Wickliffe M.E., Den Hartog E.A., et al 2001b, Astrophys. J., 563, 1075

102. LeBlanc F., Monin D. 2004, in: «.The A-Star Puzzle», IAU Symp. 224, Eds: J. Zverko, J. Ziznovsky, S. Adelman and W. Weiss (Poprad, 2004), 193

103. Leroy J.L., Landolfi M., Landi Degl'Innocenti E. 1993, Astron. Astrophys. Suppl., 270, 335

104. Leroy J.L., Astron. Astrophys., 114, 79

105. Levato H. 1974, Astron. Journ., 79, 1269

106. Levato H., Malaroda S., Morrel N., Solivella G., Grosso M. 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 118, 231

107. Maitzen H.M., Vogt N. 1983, Astron. Astrophys., 123, 48

108. Maitzen H.M., Paunzen E. and Pintado O.I. 2001, Astron. Astrophys., 371, L5

109. Mathys, G., Stenflo J.O. 1986, Astron. Astrophys., 168, 184

110. Mathys G. 1990, Astron. Astrophys., 232, 151

111. Mathys G. 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 121

112. Mathys G. 1994, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 108, 547

113. Mathys G. 1995a, Astron. Astrophys., 293, 733

114. Mathys G. 1995b, Astron. Astrophys. 293, 746

115. Mathys G., Hubrig S., Landstreet J.D., et al 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 123, 353

116. Mathys G., Hubrig S. 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 124, 475

117. Mathys G. 2008, Contrib. of the Astron. Observ. Skalnate Pleso, 38, 217

118. Michaud G. 1970, Astrophys. J, 160, 641

119. Monier R. 1992, Astron. Astrophys, 263, 175

120. Moon T.T, Dworetsky M.M. 1985, Mon. Not. R. Astron. Soc, 217, 305

121. Napiwotzki R, Schoenberner D, Wenske V. 1993, Astron. Astrophys, 268, 653

122. Nelson M.J, Kreidl T.J. 1993, Astron. Astrophys, 105, 1903

123. Nesvacil N, Hubrig S, Jehin E. 2004, Astron. Astrophys, 422L, 51

124. North P. 1987, Astron. Astrophys. Suppl, 69, 371

125. North P, Cramer N. 1984, Astron. Astrophys. Suppl, 58, 387

126. Paunzen E, Pintado O.I, Maitzen H.M. and Claret A. 2005, Mon. Not. R. Astron. Soc, 362, 1025

127. Perryman M.A.C, Lindegren L, Kovalevsky J, et al. 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 323, 49

128. Pickering J.C. 1996, Astrophys. J. Suppl. Ser, 107, 811

129. Piskunov N.E. 1992, in: «Stellar Magnetism», Proc. of International Meet, Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk, St. Petersburg, Nauka, 92

130. Piskunov N.E, Valenti J.A. 2002, Astron. Astrophys, 385, 1095

131. Piskunov N, Kupka F, Ryabchikova T.A, et al. 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 112, 525

132. Piskunov N. 1998, ASP Conf. Ser., 154, 2029

133. Piskunov N.E. 1999, in: «2nd International Workshop on Solar Polarization», Eds.: K. Nagendra, J. Stenflo, Kluwer Acad. Publ. ASSL, 243, 515

134. Piskunov N., Kupka F. 2001, Astrophys. J., 547, 1040

135. Piskunov N., Kochukhov O. 2002, Astron. Astrophys., 381, 736

136. Preston G.W. 1970, Astrophys. J., 160, 1059

137. Preston G.W. 1971, Astrophys. J., 164, 309

138. Preston G.W. 1974, Ann. Rev. Astron. Astrophys., Palo Alto, Calif., 257

139. Renson P., Gerbaldi M., Catalano F.A. 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 429

140. Romanyuk I.I., Elkin V.G., Wade G.A., Landstreet J.D., Bohlender D.A. 1995, in: «Stellar Surface Structure», IAU Symp. 176, Eds.: K.G. Stassmeier, Vienna, 153

141. Romanyuk I.I. 2000, in: «Magnetic fields of chemically peculiar and related stars», Proc. of International Conf., Eds: Yu.V. Glagolevskij and I.I. Romanyuk (N. Arkhyz, SAO RAS, 1999), 18

142. Romanyuk I.I., Semenko E.A. 2007, in: «Magnetic Stars», Proc. of International Conf., Eds: I.I. Romanyuk and D.O. Kudryavtsev (N. Arkhyz, SAO RAS, 2006), 32

143. Royer F., Grenier S., Baylac M.-O., Gomez A.E., Zorec J. 2002, Astron. Astrophys., 393, 897

144. Ryabchikova T.A., Piskunov N.E., Kupka F., Weiss W.W. 1997, Baltic Astronomy, 6, 244

145. Ryabchikova T., Wade G.A., LeBlanc F. 2001, in: «Modelling of stellar atmospheres», IAU Sypm. 210, Eds: N. Piskunov, W.W. Weiss and D.F. Gray (Uppsala, 2001), 301

146. Ryabchikova T., Nesvacil N., Weiss W.W. 2004, Astron. Astrophys., 423 , 705

147. Ryabchikova T., Leone F., Kochukhov 0. 2005, Astron. Astrophys., 438, 973

148. Ryabchikova T., Kochukhov O., Kudryavtsev D., Romanyuk I., Semenko E., Bagnulo S., Lo Curto G., North P., Sachkov M. 2006, Astron. Astrophys., 445, L47

149. Ryabchikova T., Kochukhov 0., Bagnulo S. 2008, Astron. Astrophys., 480, 811

150. Schaerer D., Charbonnel C., Meynet G., et al. 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 102, 339

151. Schaller G., Schaerer D., Meynet G. and Maeder A. 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 96, 269

152. Smalley B. 2005, Memorie della Societa Astronómica Italiana Suppl., 8, 130

153. Sousa S.G., Santos N.C., Israelian G., et al. 2007, Astron. Astrophys., 469, 783

154. St§pien K., Dominiczak R. 1989, Astron. Astrophys., 219, 197

155. St§pieñ K. 1994, in: «Chemically peculiar and magnetic stars», Proc. of International Conf., Eds: J. Zverko, J. Zizñovsky (Tatranská Lomnica, 1993), 8

156. St§pieñ K. 2000, Astron. Astrophys., 353, 227