Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, кандидат физико-математических наук Кожевникова, Алла Валерьевна

• Кожевникова, Алла Валерьевна
• кандидат физико-математических наук
• 2008

Оглавление диссертации кандидат физико-математических наук Кожевникова, Алла Валерьевна

Введение.

Глава 1. Методы исследования запятненности активных звезд.

1.1. Спектральные методы.

1.1.1. Анализ молекулярных полос.

1.1.2. Доплеровское картирование.

1.2. Фотометрические методы.

1.2.1. Иерархическая модель.

1.2.2. Модель зональной запятненности.

Глава 2. Фотометрические наблюдения исследуемых звезд.

2.1. Аппаратура и методика наблюдений.

2.1.1. Наблюдения в астрономической обсерватории УрГУ.

2.1.2. Наблюдения в Крымской астрофизической обсерватории.

2.2.Результаты наблюдений короткопериодических систем типа ЛБ СУп.

2.2.1. Кривые блеска СО Cyg.

2.2.2. Кривые блеска ВН Ук.

2.2.3. Кривые блеска Спс.

2.2.3.1. Вспышечная активность \УУ Спс.

2.2.4. Кривые блеска 1Ь Сот.

2.3.Результаты наблюдений классических систем типа КБ СУп.

2.3.1. Кривые блеска Ш Сот.

2.3.2. Кривые блеска ЦХ Ал.

2.3.3. Кривые блеска У711 Таи.

2.4. Результаты наблюдений красной карликовой системы СМ Бга -переменной типа ВУ Ога.

2.4.1. Кривые блеска СМ Бга.

2.4.2. Вспышечная активность СМБга.

2.5. Распределение пятен по долготе в короткопериодических системах типа 118 СУп на длительных интервалах времени.

2.6. Выводы.

Глава 3. Результаты моделирования запятненности поверхности исследуемых звезд.

3.1. Методика определения параметров запятненности звезды в рамках зональной модели.

3.2. Параметры запятненности короткопериодических систем типа КБ СУп.,.

3.2.1. СО Cyg.

3.2.2. ВН Угг.

3.2.3. \УУ Спс.

3.2.4.1Ь Сот.

3.3. Параметры запятненности классических систем типа ЯБ СУп.

3.3.1. Ш Сот.

3.3.2. их Ал. 3.3.3. У711 Таи.

3.4. Результаты моделирования запятненности одиннадцати дополнительных классических звезд типа КБ СУп по данным литературы.

3.5. Обсуждение результатов и выводы.

Глава 4. Определение параметров компонентов и элементов орбиты исследуемых затменных переменных звезд.

4.1. Метод анализа кривых блеска тесных двойных систем.

4.2. Определение эволюционного статуса, фотометрических и абсолютных элементов орбиты исследуемых звезд.

4.2.1. CG Cyg.

4.2.2. ВН Vir.

4.2.3. WY Спс.

4.2.4. CMDra.

4.3. Положение на диаграмме Герцшпрунга-Рессела исследуемых звезд.

4.4. Выводы.

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Пятенная активность избранных двойных звезд типа RS CVn»

Актуальность темы

В середине XX столетия стало известно, что многие звезды поздних спектральных классов от F до М проявляют активность, аналогичную солнечной. Физические механизмы, определяющие все многообразие проявлений такой активности, связаны с магнитными полями, которые генерируются вихревой турбулентностью во внешних конвективных зонах этих звезд. Детальное изучение явлений звездной активности позволяет исследовать структуру магнитных полей, что имеет большое значение для; развития теории звездного магнетизма и возможности проверки моделей солнечного динамо.

Можно выделить следующие проявления звездной активности:

1. Пятенная активность, которая проявляет себя во вращательной модуляции блеска и профилей фотосферных линий, вызываемой холодными пятнами на поверхности звезды.

2. Хромосферная активность, которая проявляется, прежде всего, в присутствии в спектрах активных звезд эмиссионных линий На и Н и К Call и обычно связана с хромосферными факелами.

3. Вспышечная активность.

4. Корональная активность. Она проявляется в сильном и переменном излучении в рентгеновском и радиодиапазонах.

Отличительной чертой всех наблюдаемых проявлений звездной' активности является тот факт, что их энергетика на несколько порядков превышает аналогичные явления на Солнце.

В настоящей работе, прежде всего, будет рассматриваться пятенная активность двойных звезд поздних спектральных классов.

Впервые запятненность была обнаружена в красной карликовой двойной системе YY Gem {Krön, 1950), а затем еще в одной похожей системе BY Dra (Chugainov, 1966), которая впоследствии дала название классу активных карликовых звезд. Начиная с 1970-х годов, началось активное исследование запятненных звезд, в том числе и с помощью космических аппаратов {Budding et al., 1982, и др.).

В настоящее время известно несколько типов запятненных звезд самых различных масс и находящихся на различных стадиях эволюции: молодые звезды Т Tau, ещё не вышедшие на Главную последовательность (ГП); проэволюционировавшие синхронизованные компоненты тесных двойных систем, обладающие быстрым вращением - звезды типа RS CVn; звезды типа W UMa; холодные карликовые маломассивные звезды типа BY Dra; одиночные гиганты типа FK Com. Объекты такого различного эволюционного статуса объединяет одно общее свойство — все они обладают внешними конвективными оболочками и быстрым осевым вращением, что вызывает развитие сильных магнитных полей. Основные характеристики запятненных звезд даны в обзоре Бердюгигой (Berdngina, 2005) и монографии Гершберга (2002).

Наиболее мощные проявления пятенной активности наблюдаются в двойных системах типа RS CVn и маломассивных карликах типа BY Dra. Каталог этих звезд содержит более 200 объектов (Strassmeier et al., 1993).

Звезды типа BY Dra - это карликовые звезды Главной Последовательности спектральных классов G, К и M с массами 0:08М@ -О.5М0. Нижним пределом является критическая масса для горения водорода в ядрах звезд солнечного типа. Радиусы красных карликов O.2R0 - O.6R0, их эффективные температуры 2500 К - 4000 К. Таким образом, красные карликовые звезды холоднее, меньше по размеру и по массе, чем Солнце. Их светимости составляют от 0.1% до 8% от солнечной светимости. Большая магнитная активность, проявляющаяся в виде чрезвычайно мощных оптических вспышек, была впервые зарегистрирована на звездах типа UV Cet, в то же самое время в двойных системах красных карликовых звезд наблюдались периодические вариации яркости в виде внезатменной возмущающей волны. Крон (Кгоп, 1950, 1952) впервые предположил, что эти возмущения могут быть вызваны большими пятнами на звездной поверхности. Последующие наблюдения-Чугайнова (Chiigainov, 1966, 1973) подтвердили эту гипотезу и показали, что пятна намного холоднее, чем невозмущенная фотосфера, и могут покрывать до 10% звездной поверхности. Модель запятненности для объяснения вариаций кривой блеска была развита Боппом и Эвансом (Ворр and Evans, 1976). Типичная кривая блеска такой звезды имеет почти синусоидальную форму с амплитудой около 0.1m. Вдобавок к пятенной активности, эти звезды обладают мощными хромосферами и коронами.

Звезды типа RS CVn представляют собой класс тесных двойных разделенных систем с более массивным главным компонентом, который является гигантом, субгигантом или карликом спектральных классов G — К, и менее массивным вторичным компонентом — субгигантом или карликом спектральных классов G — М {Hall, 1976). Они характеризуются следующими наблюдаемыми свойствами:

1. На их кривых блеска обнаруживаются внезатменные вариации блеска с амплитудами до 0.6т в V-полосе, которые интерпретируются как эффект вращательной модуляции, производимый холодными пятнами на фотосферах этих звезд. При этом большая амплитуда изменений яркости позволяет предположить присутствие огромных пятен на их поверхностях, покрывающих вплоть до 50% видимого диска {Berdyugina, 2005).

2. В двойных системах, где наблюдаются оба компонента, главный компонент оказывается более активным, чем вторичный.

3. Спектры этих звезд показывают наличие эмиссионных линий Н и К Call. Изменение их интенсивности оказывается в противофазе с фотометрической переменностью - минимум блеска вращательной модуляции соответствует максимальной интенсивности в линиях На и Н и К Call {Dorren and Guinan, 1982). Это указывает на то, что поверхностная активность этих звезд обусловлена локальными областями, которые включают в себя как эмиссионные яркие факелы и корональные петли, так и темные пятна (по аналогии с активными районами, наблюдаемыми на Солнце).

4. Орбитальные периоды классических систем типа RS CVn составляют от нескольких дней до нескольких недель и часто показывают переменность, которая предполагает долгопериодические изменения распределения магнитного поля внутри звезды {Hall, 1991).

Среди звезд типа RS CVn особый интерес представляют короткопериодические системы с орбитальными периодами меньше суток, которые состоят из быстровращающихся карликовых компонентов и обладают более высокой переменной активностью. Как правило, они обладают небольшим блеском, что в сочетании с быстрым вращением делает практически невозможным проведение доплеровского картирования. Поэтому фотометрические наблюдения являются важнейшим источником информации о запятненности этих звезд.

Несмотря на то, что в последнее десятилетие интерес к звездной активности сильно возрос и появилось много работ по этой теме, до сих пор остается много нерешенных проблем, касающихся природы звездного магнетизма, эволюции звездных пятен, их широтного и долготного распределения, циклов активности, а также корреляции запятненности с другими индикаторами активности и фундаментальными характеристиками звезд. Решению этих вопросов посвящена настоящая диссертация, что и определяет ее актуальность.

Цели работы

1. Осуществление программы многоцветных фотоэлектрических наблюдений избранных активных звезд поздних спектральных классов типа К.8 СУп и одной системы типа ВУ Бга с целью изучения кривых блеска этих систем и последующего анализа их пятенной активности, определения её связи с другими проявлениями активности;

2. Определение, по полученным кривым блеска, фотометрических элементов и фундаментальных характеристик тех систем, которые являются затменными; уточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла.

3. Определение параметров запятненности ряда активных двойных систем типа 118 СУп в рамках единого метода и анализ зависимостей параметров звездных пятен от основных характеристик звезд;

4. Анализ долговременной переменности исследуемых систем с целью изучения эволюции пятен и поиска цикличности активности звезд.

Научная новизна работы

1. Получены и проанализированы новые многоцветные (ВУН и ИВУШ) фотоэлектрические наблюдения восьми активных двойных систем поздних спектральных классов (Св Су§, ВН Ук, WY Спс, ПЧ Сот, 1Ь Сот, ЦХ Ап, У711 Таи и СМ Бга), в том числе двух малоизученных (СМ Ога и 1Ь Сот).

2. Впервые обнаружена оптическая вспышка в системе WY Спс и проанализирована активность звезды перед вспышкой. Вычисленная интегральная энергия вспышки составила от 0.9-1034 до 1035 эрг в зависимости от полосы, что соответствует наиболее мощным вспышкам, наблюдавшимся в системах типа Я8 СУп. Выявлено, что вспышка произошла вблизи области максимальной запятненности звезды, на стороне, обращенной к звезде-компаньону, в период наиболее однородной запятненности обеих полусфер звезды. Показано, что в течение года, предшествовавшего вспышке, наиболее запятненной была лицевая сторона активного компонента, обращенная к звезде-компаньону. За полгода перед вспышкой произошло общее увеличение яркости WY Спс на 0.07т при малом и асимметричном расположении пятен, затем началось заполнение пятнами обеих полусфер, и вспышка произошла в эпоху наиболее равномерного заполнения пятнами обеих полусфер звезды. Вспышке, а также и увеличению яркости сопутствовало локальное "посинение" звезды в фазе, предшествующей главному минимуму.

3. Впервые при анализе длительных рядов наблюдений порядка 40 лет показано, что в короткопериодических системах ВН Vir и WY Спс пятна группируются на двух выделенных долготах, разделенных приблизительно на половину орбитального периода. Обнаружено, что переключения доминирующей активности между долготами в трех короткопериодических RS CVn системах происходят хаотично и не показывают наличия циклов, в отличие от некоторых классических звезд типа RS CVn. В ВН Vir и CG Cyg активные долготы в течение 40 лет фиксированы (в ВН Vir по линии центров компонент, в CG Cyg -перпендикулярно линии центров). А в WY Спс наблюдается дрейф активных долгот в направлении вращения звезды со средней скоростью 3.8°/год, что может указывать на цикличность миграции активных долгот с периодом 47 лет. Наличие активных долгот в наблюдавшихся системах указывает на неосесимметричную структуру магнитных полей этих звездах.

4. Впервые для красной карликовой системы СМ Dra по длительным наблюдениям получены свидетельства существенного изменения долготы запятненных областей с течением времени, что может быть связано с эффектом переключения активных долгот. В течение двух сезонов пятна располагались по линии центров, а в течение двух других сезонов - перпендикулярно к ней. Полная энергия четырех зарегистрированных вспышек СМ Dra составляет от 4-1031 до 6-1032 эрг в полосе R и соответствует значениям, характерным для систем типа BY Dra.

5. Построены и проанализированы долговременные кривые блеска (на временных интервалах от 5 до 42 лет) наблюдавшихся звезд и ряда классических звезд типа RS CVn, данные для исследования которых были взяты из литературы. Определены абсолютные звездные величины и показатели цвета наиболее яркого состояния звезд, которое интерпретировано как характеристики незапятненной фотосферы.

6. Впервые единообразно построены модели запятненности семнадцати систем типа RS CVn. Показано, что фотометрическая переменность всех звезд может быть объяснена многочисленными мелкими пятнами, расположенными на низких и средних широтах. Получены зависимости параметров звездных пятен от основных характеристик звезд: средняя широта пятен и их температура растут с увеличением температуры звезд, максимальные площади запятненных областей показывают тенденцию роста с уменьшением числа Россби и периода осевого вращения^ звезды. Выявлено, что найденные зависимости совпадают с аналогичными закономерностями для звезд-карликов типа BY Dra.

7. Обнаружены циклы активности для пяти систем - CG.Cyg (17 лет), ВН Vir (23 года), IN Сот (7 лет), V478 Lyr (6.7 лет), AR Psc (8.7 лет), выраженные в изменениях среднего блеска систем. Обнаружены корреляции широты от площади солнечного и антисолнечного характера, проведены оценки скорости широтного дрейфа пятен для ряда звезд.

Научная и практическая значимость работы

Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации. Их использование совместно с последующими наблюдениями даст возможность уточнить или обнаружить циклы активности звезд, аналогичные 11-летнему циклу активности Солнца. Полученные параметры запятненности двойных звезд и зависимости характеристик запятненных областей от основных параметров звезд могут быть использованы для развития теории звездного магнетизма в тесных двойных системах путем их сравнения с теоретическими расчетами. Результаты работы могут быть использованы в ГАИШе, КрАО, CAO, ИЗМИР АН.

На защиту выносятся

1. Многоцветные фотоэлектрические кривые блеска шести активных двойных систем поздних спектральных классов: CG Cyg, ВН Vir, WY Cnc, IL Com, IN Com и CM Dra, полученные в течение нескольких наблюдательных сезонов (всего более 450 часов наблюдений), и результаты их анализа.

2. Результаты моделирования звездных пятен семнадцати систем типа RS CVn в 421 наблюдательную эпоху и вывод о том, что запятненные области занимают низко и среднеширотные области, площадь запятненности может достигать 55% полной поверхности звезды, а температуры пятен холоднее окружающей фотосферы на 600 - 2300 К.

3. Полученные зависимости параметров звездных пятен (температуры, средних широт и площади) от показателя цвета V-I и числа Россби, результаты сравнения этих зависимостей с запятненными карликами и Солнцем и вывод о качественном сходстве картины запятненности на системах типа RS CVn и BY Dra.

4. Результаты анализа многолетних долговременных кривых блеска систем типа RS CVn и обнаружение циклов изменения, среднего блеска пяти систем, длительностью от 6.7 до 23 лет.

5. Фотометрические элементы орбиты и фундаментальные параметры компонентов затменных систем CG Cyg, WY Cnc, ВН Vir, CM Dra, полученные из решения их кривых блеска; уточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Рссела. Вывод о том, что компоненты исследованных систем далеки от заполнения своих полостей Роша.

Апробация результатов

Результаты работы докладывались на научных семинарах Лаборатории физики звезд и галактик Крымской астрофизической обсерватории, на семинарах Коуровской астрономической обсерватории УрГУ, а также на следующих конференциях:

• Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 6 -12 августа 2001 г.);

• На симпозиуме MAC No 223: Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, (St.-Peterburg, 14-19 June 2004);

• Всероссийской конференции "Астрономия 2006: традиции, настоящее и будущее" (Санкт-Петербург, 26 - 29 июня 2006 г.);

• Международных Студенческих научных конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, февраль 2000, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008 гг.)

• Международной конференции "Физика звёздных атмосфер: химический состав, магнетизм и поверхностные неоднородности" (Крым, п. Научный, НИИ КрАО, 17-23 июня 2007 г.)

Публикации

Результаты, изложенные в диссертации, представлены в 7 статьях и 13 трудах конференций в реферируемых отечественных и зарубежных научных '' изданиях, перечисленных ниже. t

Вклад автора

Выбор объектов исследования, за исключением одиннадцати дополнительных классических систем типа RS CVn, был выполнен автором. Во всех статьях наблюдения и их обработка выполнены автором, за исключением наблюдений систем UX Ari, V711 Tau и системы CM Dra с 1996 по 1997 гг. Автор принимал равное с соавторами участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений, расчетах и написании статей.

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы (273 наименования) и приложения. Полный объём диссертации 169 страниц машинописного текста, включая 67 рисунков и 23 > таблицы.

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Кожевникова, Алла Валерьевна

Выводы

1. Из анализа полученных кривых блеска четырех затменных переменных систем Св Су§, ВН \Чг, Спс и СМ Бга определены фотометрические элементы орбиты и абсолютные параметры компонентов - массы, радиусы, светимости.

2. Определено положение главных компонентов семнадцати исследуемых двойных систем типа ИЗ СУп на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Компоненты короткопериодических систем находятся на Главной

Последовательности, в то время как классические системы занимают область гигантов и субгигантов.

3. Показано, что степень заполнения компонентами своих внутренних критических поверхностей у всех затменных звезд невелика, что указывает на то, что системы являются хорошо разделенными и обмен масс не ожидается. Таким образом, эффект, обусловленный обменом массой в системе, не может оказать существенного влияния на запятненность и связанную с ней звездную активность.

Список литературы диссертационного исследования кандидат физико-математических наук Кожевникова, Алла Валерьевна, 2008 год

1. Алексеев И.Ю., 2001, Запятненные звезды малых масс, Одесса: АстроПринт

2. Алексеев И.Ю., 2003, Астрон. журн., 80, 467

3. Алексеев И.Ю. ,2005, Астрофизика, 48, 29

4. Алексеев И.Ю., 2006, Астрофизика, 49, 259

5. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1996а, Астрон. журн., 73, 579

6. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 19966, Астрон. журн., 73, 589

7. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1996, Астрофизика, 39, 67

8. Алексеев И.Ю., Гершберг Р.Е., 1997, Астрон. журн., 74, 240

9. Алексеев И.Ю., Кожевникова А.В., 2004, Астрофизика, 47, 519

10. Алексеев И.Ю., Кожевникова А.В., 2005, Астрофизика, 48, 535

11. Алексеев И.Ю., Козлова О.В., 2001, Астрофизика, 44, 529

12. Бруевич Е.А., Кацова М.М., Соколов Д.Д., 2001, Астрон. журн., 78, 827

13. Гершберг Р.Е., Шаховская Н.И., 1974, Известия Крым. Астрофиз. Обсерв., 49, 73

14. Гершберг Р.Е., 1990, Солнечная активность в мире звезд, Москва. Знание

15. Гершберг Р.Е., 2002, Активность солнечного типа звезд Главной Последовательности, Одесса, Астропринт

16. Иванова В.М., Калинина В.К, Нешумова А.А., Решетникова И.О., 1981, Математическая статистика, М. Высшая школа

17. Кацова М.М., Лившиц Ml А., 2006, Астрон. журн., 83, 649

18. Кожевников В.П., Физика космоса, Захарова П.Е., Кузнецов Э.Д. и др. (ред.), 2002, Екатеринбург: Изд-во УрГУ, 169

19. Кожевникова А.В., Кожевников В.П., Захарова П.Е., Полушина Т. С, СвечниковМ.А., 2004, Астрон. Журнал, 81, №9, 826

20. Кожевникова А.В., Алексеев И.Ю., Кожевников В.П., Свечников М.А., 2005, Астрофизика, 48, № 3, 349

21. Кожевникова А.В., Алексеев И.Ю., Хекерт П.А., Кожевников В.П., 2007, Астрон. Журнал, 84, №11, 1

22. Лавров М.И., 1980, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд Ч. 1: Казан. Ун-т

23. Лавров М.И., 1981, Машинный анализ кривых блеска затменных двойных звезд 4.2: Казан. Ун-т

24. Лавров M.K, 1982, Машинный анализкривых блеска затменных двойных звезд, Ч.З: Казан. Ун-т

25. Лавров М.И., 1993, Комплекс программ на языке Бейсик для анализа кривых блеска затменных двойных систем, Тр. Казанской городской астрон. Обсерв., 53, 34

26. Лившиц М.А., Алексеев И.Ю., Кацова М.М., 2003, Астрон. журн., 80, 613

27. Носкова Р.К, 1989, Письма в Астрон. журн., 15, 346

28. Свечников М.А., 1986, Каталог орбитальных элементов, масс и светимостей тесных двойных звезд, Иркутск

29. Соколов Д.Д., Пискунов Н.Е., 2003, Известия РАН, Серия физическая, 67,

30. Страйжис В., 1982, Звезды с дефицитом металлов. Вильнюс, Мокслас

31. Сурдин ВТ., 2001, Рождение звезд, Москва, УРСС

32. Хилтнер В.А., 1967, Методы астрономии, издательство "Мир", Москва

33. Хохлова В.Л., 1975, Астрон. журн., 52, 950

34. Цесевич В.П., 1971, Затменные переменные звезды, М., Наука, 21

35. Чугайнов П.Ф., 1973, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 48, 3

36. Чугайнов П.Ф., 1976, Изв. Крым. Астрофиз. Обе, 55, 94

37. Щиголев Б.М., 1962, Математическая обработка наблюдений, издательстыво физико-математической литературы, Москва, стр. 251-276

38. Aarum Ulvas V., Henry G W., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1033

39. Aarum Ulvas V., Engvold O., 2003, Astron. Astrophys., 399, LI 1

40. Abt K, 1965, Publ. Astron. Soc. Pacif., 77, 367

41. Afsar M, Ibanoglu С, 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 4980

42. Afsar M., HeckertP.A., Ibanoglu C, 2004, Astron. Astrophys., 420, 595.

43. Alekseev I. Yu., 2004, Solar Phys., 224, 187

44. Alekseev I.Yu., Gershberg R.E., 1997, The Earth and the Universe., Asteriadis G., Bantelas A., Gontadakis M.E. et al.,(eds). - University of Thessaloniki, 43

45. Alekseev I. Yu., Kozlova O. V., 2003, Astron. Astrophys., 403, 205

46. AmadoP.J., 1997, Physical Properties of Starspots, Ph. D. Thes., University of Belfast

47. Andruk V., Kharchenko K, Schilboch E., Scholz R.D., 1995, Astron. Nachr., 316, 225

48. Andrews A.D., Rodono M., LinskyJ.L., et ah, 1988, Astron. Astrophys., 204,

49. Arevalo M., andLazaro С, 1999, Astron. J. 118, 1015

50. Argue A.N., 1963, Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 125, 557

51. Baliunas S.L., Vaughan AM., 1985, Annual review of astronomy and astrophysics, 23, 379

52. Banks T, Budding R, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3305

53. Barry D.C., 1979, Astrophys. J., 230, L87

54. Bartolini C, GuarnieriA., PiccioniA. etal., 1978, Astron. J., 83, 1510

55. Bartolini C, Blanco C, Catalano S. etal., 1983, Astron. Astrophys., 117, 149

56. BeckertD;, CoxD., Gordon S., et al, 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3398

57. BeckertD., Gordon S., JaderlundE. etal, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3556

58. Berdyugina S.V., 1999 b, in: Astrophysics with the NOT, H.Karttunen, V.Piirola (eds.), University of Turkey, 206*

59. Berdyugina S. V, 2004, Sol. Phys., 224, 123

60. Berdyugina S. V., 2005, Living Rev. Solar Phys., 2, 8

61. Berdyugina S. V, Tuominen L, 1998, Astrom Astrophys., 336, 25

62. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin I.V., Tuominen I, 1998, Astron. Astrophys., 340; 437

63. Berdyugina S. V., Ilyin I. V., Tuominen I, Astron. Astrophys., 347, 932, 1999 a

64. Berdyugina S.V., Berdyugin A.V., Ilyin IV., Tuominen I, 2000, Astron. Astrophys., 360, 272

65. Berdyugina S. V, Pelt J., Tuominen I, 2002, Astron. Astrophys., 394, 505

66. Berdyugina S. V, Usoskin I.G., 2003, Astron. Astrophys., 405, 1121

67. Bessell M.S., 1979, Publ. Astron. Soc. Pacif., 91, 589

68. BondH.E., Livio M, 1990, Astrophys. J., 355, 568

69. BoppB. W., FekelF.C.,\976, Astron. J., 81, 771

70. BoppB. W., Evans D.S., 1976, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 343

71. Bopp B. W., Espenak F., 1977, Astron. J., 82, 916

72. Bopp B. W., Talcott J. С, Astron. J., 1978, 83, 1517

73. Bopp B. W., Noah P. V, Klimke A., Africano J.L., Astrophys. J., 1981, 249, 210

74. Bopp B. W., Аке ТВ., Goodrich B.D. et al., Astrophys. J., 1985, 297, 691

75. BoydL.J., Genet R.M., Hall D.S., et al, 1990, International Amateur- Professional Photoelectric Photometry Communication, 42, 44

76. Budding E., Kadouri T, Gimenez A., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 88,

77. BuddingE, ZeilikM., 1987, Astrophys. J., 319, 827

78. Caillault J.P., Drake S., FlorkowskiD., 1988, Astron. J, 95, 887

79. Carlos R. C, Popper DM., 1971, Publ. Astron. Soc. Pacif., 83, 504

80. Chambliss C.R., 1965, Astron. J. 70, 741

81. Chambliss C.R., Detterline P. J., 1979, Inform. Bull. Var. Stars, 1591

82. Chugainov P.F., 1966, Inform. Bull. Var. Stars, 122

83. Claret A., 2004, Astron. Astrophys, 424, 919

84. ClementR., Reglero V., GarciaM., FabregatJ., SusoJ., 1997, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 124, 499

85. Cousins A. W.J., 1963, Mon. Not. Astron. Soc. S. Africa, 22, 58

86. Cutispoto G., 1990, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 84, 397

87. Cutispoto G, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 89, 435

88. Cutispoto G, 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 397

89. Cutispoto G, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 102, 655

90. Cutispoto G, 1995, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 111, 507

91. Cutispoto G, 1998 a, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 127, 207

92. Cutispoto G, 1998 6, Astron. Astrophys. Suppl. Ser, 131, 321

93. Cutispoto G, Pallavicini R., Kurster M., Rodono M., 1995, Astron. Astrophys., 297, 764

94. Cutispoto G, Tagliaferri R., Pallavicini L., Pasquini, 1996, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 115, 11

95. Cutispoto G, Messina S., Rodono M., 2001, Astron. Astrophys., 367, 910

96. Cutispoto G, Messina S., Rodono M , 2003, Astron. Astrophys. 400, 659

97. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3249

98. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3609

99. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 1994, Inform. Bull. Var. Stars, 4051

100. Dapergolas A., Kontizas E., Kontizas M., 2000, Inform. Bull. Var. Stars, 5011 lOl.DeegH.J., Doyle L.R., Kozhevnikov V.P., et al, 1998, Astron. Astrophys, 338,

101. Dempsey R.C., Linsky J.L., Fleming T.A., Schmitt J.H.M.M., 1993, Astrophys. J. Suppl. Ser., 86, 599

102. Deutsch A.J., 1958, Electromagnetic Phenomena in Cosmical Physics, B.Lehnert (eds)., Cambridge, 209

103. Donahue R.A., Baliunas S.L., 1994, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.P. Caillault (eds). Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 64, 396

104. DonatiJ.-F., 1999, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 302, 457

105. Donati J.-F., Semel M., Carter B.D. et al, 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 658

106. Doyle J.G., 1995, Astron. Astrophys., 300, 819

107. Doyle L.R., DeegH.J., Kozhevnikov V.P., et al, 2000, Astrophys. J, 535, 338

108. DorrenJ.D., 1987, Astrophys. J., 320, 756

109. Dorren J.D., Guinan E.F., 1982, Astrophys. J., 252, 296

110. Drake J.J., Brown A., Patterer R.J., et al, 1994, Astrophys. J., 421, L43

111. Dryomova G, Perevozkina E., Svechnikov M., 2005, Astrom Astrophys., 437,

112. Eaton J.A. 1992, in Surface Inhomogeneities in Late-Type stars, edited by P. Byrne & D. Mullan (Springer, Berlin), 15

113. Eaton J.A., Henry G. W., Bell C, OkorogiiA., 1993, Astron. J., 106, 1181

114. Eaton J.A., Henry G.W., FekelF.C, 1996, Astrophys. J., 462, 888

115. Eggen O.J., 1973, Publ. Astron. Soc. Pacif., 85, 42

116. Elias N.MI, Ouirrenbach A., WitzeiA. et al, 1995, Astrophys. J., 439, 983

117. FekelF.C, 1996, Astron. J., 112, 269

118. Fekel F. C, Hall D.S., Henry G. W. et al, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2110

119. FekelF.C, Moffett T.J., Henry G.W., 1986, Astrophys. J. Suppl. Ser., 60, 551

120. Garcia-Alvarez D., Barnes J.R., Collier Cameron A. et al., 2003, Astron. Astrophys., 402, 1073

121. Garcia M., Baliunas S.L., ConroyM. etal, 1980, Astrophys. J., 240, L.107

122. Hall D.S., 1976, in IUA colloquium 29: Multiple Periodic Variable Stars, W.S. Fitch (eds), Reidel, Dordrecht, 287

123. HallD.S., 1991, Astrophys. J, 380, L85

124. HallD.S., Montle R.E., Atkins H.L., 1975, Acta Astron., 25, 125

125. HallD.S., Kreine J.M., 1980, Acta Astron, 30, 387

126. HallD.S., Henry G. W., Louth H, 1982, Astrophys. J., 257, L.91

127. HallD.S., Henry G. W., SowellJ.R., 1990, Astron. J., 99; 396

128. HarringtonR.S. andDahn C.C., 1980, Astron. J., 85, 454

129. HatzesA.P., VogtS.S, 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 258, 387

130. HeckertP.A., 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4627

131. HeckertP.A, 2001, Astron. J. 212, 1076

132. HeckertP.A, 2003, Inform. Bull. Var. Stars, 5451

133. HeckertP.A., ZeilikM., 1989, Inform. Bull. Var. Stars, 3294

134. HeckertP.A., ZeilikM., 1990, Inform. Bull. Var. Stars, 3416

135. HeckertP.A., ZeilikM., 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3688

136. HeckertP.A., Summers D. L., 1995, Inform. Bull. Var. Stars, 4225

137. HeckertP.A., Maloney G.V., Stewart M.C., OrdwayJ.L, Hickman A., ZeilikM., 1998, Astron. J., 115, 1145

138. Henry G. W., 1981, Inform. Bull. Var. Stars, 1928

139. Henry G.W., Eaton J.A., Hamer J., Hall D.S., 1995, Astrophys. J. Suppl. Ser., 97,513

140. Herbst W., 1973, Astron. Astrophys., 26, 137

141. Hoffmann M., 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 47,561

142. HoggF.S., 1939, Publ. David Dunlap Obs., 1, 81

143. Hoag A.A., Johnson H.L., Iriarte В., Mitchell R.I., Hallam K.L., Sharpless S. (196П Publ. US. Nav. Obs. XVII Part VIL 347

144. Tan Hui-Song; Wang Xun-Hao; Pan Kai-Ke, 1991, Acta Astronomica Sinica, 32, 145

145. Jasniewicz G., Duquennoy A., Acker A., 1987, Astron. Astrophys., 180, 145

146. Jasniewicz G, Thevenin F., Monier R., Skiff B.A., 1996, Astron. Astrophys., 307, 200

147. Jetsu J, Pelt, Tuominen I., Nations H, 1991, The Sun and Cool Stars: Activity, Magnetism, Dynamos. Tuominen I., Moss D., Riidiger G. (eds), Springer: Berlin, Lecture Notes Phys., 380, 381

148. Johnson H.L., Knuckles C, Astrophys. J., 1955,122, 209

149. Johnson H. L., 1966, Ann. Review., 4, 193

150. Katsova MM., Livshits M.A., Belvedere G, 2003, Solar Physics, 216, 353

151. Kitamura M., Nakamura Т., Takahashi G, 1957

152. KJurkchieva D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2003, Astron. Astrophys., 400,

153. Kjurkchieva D.P., Marchev D.V., Ogloza W., 2004a, Astron. Astrophys., 415,

154. Kjurkchieva D.P., Marchev D.V., Heckert P.A. and Shower C.A., 20046, Astron. Astrophys., 424, 993

155. Koch R., 1967, Astron. J, 213, 458

156. Kodaira K.,Ichimura K, 1982, Pabl. Astron. Soc. Japan, 34,21

157. Kopal Z , 1946, Harvard Obs. Monograph, 6

158. Kopal Z., 1959, Close Binary Systems, New York

159. Korhonen H, Berdyugina S. V., Tuominen Z, 2004, Astron. Nachr., 325, 402

160. Kovari, Zs., Strassmeier KG., Bartus J., et al., 2001, Astron. Astrophys., 373,

161. Kozhevnikov V.P., Zakharova P.E., 2000, Euroconference on Disks, Planetesimals and Planets, F.Garzon, C.Eiroa, D.de Winter, T. J.Mahoney (eds), Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 219, 381

162. Kozhevnikov V.P., Kozhevnikova A. V., 2002, Inform. Bull. Var. Stars, 5252

163. Kozhevnikova A.V., Alekseev I.Yu., Heckert P. A., Kozhevnikov V.P., 2006, Inform. Bull. Var. Stars, 5723

164. Kron G.E., 1950, Astron. J., 55, 69

165. Kron G.E., 1952, Astrophys. J., 115, 301

166. Krzeminski W., Kraft R.P., 1967, Astron. J., 72, 307

167. Kuczawska E., Mikolajewski Ml, 1993, Acta Astron.,.43, 445

168. Lacy C.H., 1977, Astrophys. J, 218, 444

169. Landis H.J., HallD.S., 1976, Inform. Bull. Var. Stars, 1113

170. Lazaro C., Arevalo M.J., 1997, Astron. J., 113, 2283

171. Lloyd-Evans Т., KoenM.G.J., 1987, South Afr. Astron. Obs. Circ, 11, 21

172. Maceroni C, BianchiniA., Rodono M., Veer F., Vio R., 1990, Astron. Astrophys., 237, 395

173. Malasan H.L., Yamasaki A., KondoM., 1991, Astron. J., 101, 2131

174. Manfroid J., Sterken C, Bruch A. et al, 1991, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 87,481

175. Mathioudakis M., Doyle J.G., Avgoloupis V., Mavridis L.N., Seiradakis J. H., 1992, Mon. Not. Roy. Astron. Sos., 255, 48

176. Mekkaden M. V., Sinachopoulos D, 1988, Inform. Bull. Var. Stars, 3228

177. MekkadenM.V., RaveendranA.V., 1998, Astron. Astrophys., 338, 1031

178. MendozaE.E., 1963, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 3, 167

179. MendozaE.E., 1967, Bol. Obs. Tonanz. Tacub., 4, 149

180. MiloneE.F., ZiebarthKE., 1974, Publ. Astron. Soc. Pacif., 86, 684

181. Milone E.F., Castle KG, Robb R:M. et al, 1979, Astron. J., 84,417,

182. Mitrou C.K., Doyle J.G., Mathioudakis K, Antonopoulou E., 1996, Astron. Astrophys. Supp. Ser., 115, 61

183. Mohin S., Raveendran A. K, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 100, 331

184. Moffet Т.Е., 1973, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 164, 11

185. MutelR.L., Lestrade J.F., Preston RA., Phillips R.B., 1985, Astrophys. J., 289,

186. Naftilan S.A., MiloneE.F., 1979, Astron. J., 84,1218

187. O'NealD., Saar S.H., NeffJ.K, 1996, Astrophys. J., 463, 766

188. Olah K., Kollath Z., Strassmeier K.G., 2000, Astron. Astrophys., 356, 643

189. Olah K., Strassmeier K.G., 2002, Astron. Nachr., 323, 361

190. Olson E.C. 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2206

191. Osten R.A., Brown A., Wood B.E., Brady Ph., 2002, Astrophys. J. Suppl. Ser., 138, 99

192. Owen F.N., Jones T.W., Gibson DM., 1976, Astrophys. J., 210, L27

193. Padmakar S.K., Pandey Т., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 203

194. Pallavicini R., Cutispoto G., Randich S., Gratton R. 1993, Astron. Astrophys., 267, 145

195. Parthasarathy M, RaveendranA.V., MekkadenM.V., 1981, Astrophysics and Space Science, 74, 87

196. Patkos L., 1981, Astrophysical Letters, 22, 1

197. Perryman M.A.C., Lindegren L., Kovalevsky J., et al, 1997, Astron. Astrophys., 323,149

198. Petit P., Donati J.-F, Wade G.A. et al, 2004, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 348,1175

199. Phillips M.J., Hartmann L., 1978, Astrophys. J., 224, 182

200. Piirola V., 1984, Observ. Astrophys. Lab. Univ. Helsinki. Rep., 6, 151

201. PiotrovskiS., 1948, Astrophys. J., 108, 36

202. Piskunov N., 1996, in IAU Symp. 176, Stellar surface structure, ed. Strassmeier K.G. and Linsky J.L., 45

203. Piskunov N.E., Kupka F., Ryabchikova T.A. et al., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 138, 119

204. Рое C.H., Eaton J.A., 1985, Astrophys. J., 289, 644

205. Popper DM., 1994, Astron. J., 108, 1091

206. Popper DM., 1997, Astron. J., 114, 1195

207. Popper DM., Ulrich R.K., 1977, Astrophys. J., 212, L131

208. Pojmanski G., 1998 , Acta Astron., 48, 711

209. Pounds K.A., Allan D.J., Barber С et al, 1993, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 260, 77

210. Pribulla Т., Vanko M., Parimu S., Chochol D., 2002, Inform. Bull. Var Stars, 5341

211. Proctor D.D., LinnellA.P., 1972, Astrophys. J. Suppl. Ser., 24, 449

212. Randich S., Gratton R., Pallavicini R., 1993, Astron. Astrophys., 273, 194

213. Ramsey L. W., Nations H.L., 1980, Astrophys. J., 239; 121

214. Raveendran A.V., Mohin S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 788

215. Raveendran A. V., Mekkaden M. V. 1998, Inform. Bull. Var. Stars, 4646

216. Ribarik G., Olah K., Strassmeier KG., 2003, Astron: Nachr., 324, 202

217. Rodono M., Cutispoto G, Pazzani V. etal., 1986, Astrom Astrophys., 165, 135

218. Rodono M., Cutispoto G., 1992, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 95, 55

219. Rodono M., Lanza A.F., Catalano S., 1995, Astron. Astrophys., 301, 75

220. Rucinski 5.М,Л981, Acta Astron., 32, 363

221. Rucinski S.M., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2277

222. RusselHM, 1945, Astrophys. J., 102, 1

223. RusselH.N, 1948, Astrophys. J., 108; 388=

224. RusselH.N, Merrill JE., 1952, Contr. Princeton Univ. Obs. № 26

225. SaarSH, Brandenburg A., 1999, Astrophys. J., 524, 295

226. Saar S.H., Peterchev A., O'Neal D., Neff J.E., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun; R.J.Garcia Lopez, R.Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 1057

227. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1980, Acta Astronomica, 30,. 101

228. Sarma M.B.K., Ausekar B.D., 1981, Acta Astronomica, 31, 103

229. Scaltriti F., Cellino A., Ausso M., 1985, Astron. Astrophys., 149, 11

230. Scaltriti F., Piirola V., Coyne G.V. et ah, 1993, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 102, 343

231. Slee O.B., Nelson G.J., StewartR.T. et al, 1987, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 229, 659

232. SchnellA., Purgathofer A., 1983, Astron. Astrophys., 127, L5

233. SokoloffD.D., Piskunov N.E., 2002, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 334, 925

234. Sowell J.R., Wilson J.W., Hall D.S., Peyman P.E., 1987, Publ. Astron. Soc. Pacif, 99,407

235. Sterken C, Manfroid J., Anton K. et al, 1993, Astron. Astrophys. SuppL Ser., 102,79

236. StrassmeierK.G.,\994, Astron. Astrophys., 281, 395

237. StrassmeierK.G., 2000, Astron. Astrophys., 357, 608

238. Strassmeier K.G., 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia 1.opez, R. Rebolo, M.R.Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, 271

239. Strassmeier KG., 2005, Astron. Nahr., 326, 269

240. StrassmeierK.G., HallD.S., BoydL.J., GenetR.M., 1989,s Astrophys. J. Suppl. Ser., 69, 141

241. Strassmeier K.G., RiceJ.B., Wehlau W.H. etal., 1991, Astron. Astrophys., 247,

242. Strassmeier KG., Hall D.S., Fekel F.C., Scheck M., 1993, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 100, 173

243. Strassmeier KG., HublB., Rice J.B., 1997 a , Astron. Astrophys., 322, 511,

244. Strassmeier KG., Bartus J., Cutispoto G., Rodono M, 1997 b, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 125, 11

245. Strassmeier KG., Serkowitsch E., Granzer Th., 1999, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 140, 29,

246. Strassmeier KG., Bartus J, 2000, Astron. Astrophys., 354, 537

247. Strassmeier KG., Kratzwald L. and Weber M., 2003, Astron. Astrophys., 408, 1103

248. Tagliaferri G., Cutispoto G., Pallavicini R. et al., 1994, Astron. Astrophys., 285, 272

249. Torres C.A.O., Ferraz-Mello S., 1973, Astron. Astrophys., 27, 231

250. TrumplerR. J., 1938, Lick Obs. Bull., 18, 167

251. Unruh Y.C., Knaak R., Fligge M., Solanki S.K, 2001, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, R.J. Garcia Lopez, R. Rebolo, M.R. Zapatero Osorio (eds)., Astron. Soc. Pacif. Conf. Ser., 223, CD 748

252. Viti S., Jones H.R.A., Schweitzer A. et al., 1997, Mon. Not. Roy. Astron. Soc, 291, 780

253. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., 1983, Journal of Astrophysics and Astronomy, 4, 161

254. Vivekananda P. Rao, Sarma M.B.R., and Praksa Rao B.V.N.S., 1991, J. Astrophys. Astron. 12, 225

255. VogtS.S., 1975, Astrophys. J., 199, 418

256. VogtS.S., 1981, Astrophys. J., 247, 975

257. VogtS.S., PenrodG.D., 1983, Publ. Astron. Soc. Pacif., 95, 565

258. Vogt S.S., Hatzes A.P., 1991, The Sun and Cool Stars: activity, magnetism, dynamos, Eds. I. Tuominen, D. Moss, G. Rudiger (eds), Springer-Verlag, 297

259. Vogt S.S., Hatzes A., Mirsch A.A., Kurster M., 1999, Astrophys. J. Suppl. Ser., 121, 547

260. Walter F.M., Charles P.A., Bowyer C.S., 1978, Nature, 274, 569

261. Walter EM., Cash W., Charles P.A., andBowyer C.S., 1980, Astrophys. J. 236,

262. Weber M., Strassmeier K.G., 1998, Astron. Astrophys., 330, 1029

263. Wilson O.C., 1968, Astrophys. J., 153, 221

264. XiangF., DengS., Liu Q.,,2000, Astron. Astrophys Suppl. Ser., 146, 7

265. ZeilikM., ElstonR., Henson G., etal, 1982, Inform. Bull. Var. Stars, 2138

266. ZeilikM., BatuskiD, Burke S. et al., 1983, Inform. Bull. Var. Stars, 2257

267. ZeilikM, Blasi CD, Rhodes M., BuddingE., 1987, Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, J.L.Linsky, R.E.Stencel (eds), Berlin: Springer-Verlag, 503

268. Zeilik M, Ledlow M., Rhodes M., Arevalo M.J., Budding E., 1990, Astrophys. J., 354, 352

269. ZeilikM., Ledlow M., Rhodes M. et al, 1991, Inform. Bull. Var. Stars, 3663,

270. ZeilikM., GordonS., JuderlundE., etal, 1994, Astron. J., 421, 303

271. ZhaiD.S., ZhangX.Y., Qiao G.J., 1990, Astron. Astrophys., 237, 148

272. ZhaiD.S., FoingB.K, Cutispoto G. etal, 1994, Astron. Astrophys., 282, 168