Войти / Регистрация
Корзина

  • Ваша корзина пуста
Войти / Регистрация
Корзина

  • Ваша корзина пуста

Статья «Пятна на поверхности звезд поздних спектральных классов, "Астрономический журнал"»

Авторы:
  • Саванов И.С.1
стр. 558-
Платно
1 Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия
Аннотация:
Во-первых, по литературным источникам проведено изучение запятненности для двух звезд, обладающих значительной фотометрической переменностью: недавно открытой переменной ASAS 063656-0521.0 (переменность в фильтре <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_1_1.gif" align=absmiddle border=0> достигает 0.8<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_2_1.gif" align=absmiddle border=0> ) и звезды XX Tri (HD 12545), относящейся к числу наиболее активных объектов среди звезд типа RS CVn (в 1997?1998 гг. амплитуда переменности в фильтре <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_3_1.gif" align=absmiddle border=0> составила 0.63<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_4_1.gif" align=absmiddle border=0> ). Площадь полной запятненной поверхности <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_5_1.gif" align=absmiddle border=0> звезды ASAS 063656-0521.0 достигает величины в 44<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_6_1.gif" align=absmiddle border=0> от полной видимой поверхности звезды. Оценка параметра запятненности для XX Tri в среднем составила 32<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_7_1.gif" align=absmiddle border=0> , изменяясь в пределах от 29<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_8_1.gif" align=absmiddle border=0> до 36<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_9_1.gif" align=absmiddle border=0> . Во-вторых, представлены результаты анализа изменения параметра запятненности в зависимости от свойств исследуемых звезд - в первую очередь, от их эффективных температур. Для выборки, содержащей 48 звезд поздних спектральных классов, применена модификация упрощенной методики по определению величины запятненности <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_10_1.gif" align=absmiddle border=0> - площади пятен на поверхности этих объектов. Построены зависимости запятненности от эффективной температуры звезды и зависимости запятненности от величины проекции скорости вращения звезды на луч зрения. Выделены две группы объектов: одна - с характерной зависимостью <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_11_1.gif" align=absmiddle border=0> от эффективной температуры (максимальное значение <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_12_1.gif" align=absmiddle border=0> в 20?25<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_13_1.gif" align=absmiddle border=0> для звезд с температурами 4500?5000 К и уменьшение <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_14_1.gif" align=absmiddle border=0> для звезд солнечного типа и холодных М-карликов), а вторую группу образуют наиболее активные звезды с температурами в диапазоне 3700?5200 К с <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_15_1.gif" align=absmiddle border=0> от 25<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_16_1.gif" align=absmiddle border=0> до 50<img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_17_1.gif" align=absmiddle border=0> . Сделан предварительный вывод об отсутствии связи запятненности <img src="/ItemImages/1268745/21564264/FO_18_1.gif" align=absmiddle border=0> с периодом вращения звезды. На примере ранее изученной звезды V410 Tau рассмотрены недостатки примененного метода по сравнению с результатами моделирования кривой блеска.

Архивные статьи (2015 год и ранее) доступны для ознакомления бесплатно, для скачивания их необходимо приобрести. Для просмотра материалов необходимо зарегистрироваться и авторизоваться на сайте.

Чтобы приобрести доступ к материалу для юридического лица, пожалуйста, свяжитесь с администрацией портала с помощью формы обратной связи либо по электронному адресу libnauka@naukaran.com.  

Действия с материалами доступны только авторизованным пользователям.