Физика космоса

Министерство науки и высшего образования
Российской Федерации

Уральский федеральный университет
имени первого Президента России Б. Н. Ельцина

Ф И З И К А
К О С М О С А

Труды 48-й Международной
студенческой научной конференции

(Екатеринбург,

28 января — 1 февраля 2019 г.)

Екатеринбург
Издательство Уральского университета
2019

УДК 52(063)
Ф503
Печатается по решению
организационного
комитета конференции

Редколлегия:

Э. Д. Кузнецов (ответственный редактор), Д. З. Вибе (Институт
астрономии РАН), А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (
Уральский
федеральный
университет),
К. В. Холшевников
(Санкт-Петербургский государственный университет), Б. М. Шустов (
Институт астрономии РАН)

Ф503
Физика космоса : тр. 48-й Международ. студ. науч.
конф. (Екатеринбург, 28 янв. — 1 февр. 2019 г.). — Екатеринбург : 
Изд-во Урал. ун-та, 2019. — 250 с.

ISBN 978-5-7996-2517-7

В сборнике представлены доклады и сообщения студенческой 
научной конференции, которая ежегодно проводится
в Астрономической обсерватории Уральского федерального 
университета. Цель конференции — обобщить достижения 
в области астрономии и астрофизики и способствовать
формированию навыков и способностей молодых исследователей.

Сборник предназначен для профессиональных астрономов 
и физиков, студентов и аспирантов соответствующих
специальностей.

УДК 52(063)

ISBN 978-5-7996-2517-7
© Уральский федеральный
университет, 2019

ФИЗИКА КОСМОСА

48-я МЕЖДУНАРОДНАЯ СТУДЕНЧЕСКАЯ
НАУЧНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ

Организаторы

МИНИСТЕРСТВО НАУКИ И ВЫСШЕГО ОБРАЗОВАНИЯ
РОССИЙСКОЙ ФЕДЕРАЦИИ

Международная общественная организация
«АСТРОНОМИЧЕСКОЕ ОБЩЕСТВО»

УРАЛЬСКИЙ ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ
Кафедра астрономии, геодезии,
экологии и мониторинга окружающей среды
Астрономическая обсерватория

28 января — 1 февраля 2019 г.

Екатеринбург, Россия

Организационный комитет

Э. Д. Кузнецов (председатель, Уральский федеральный университет), 
А. М. Соболев (заместитель председателя, Уральский федеральный 
университет), Д. З. Вибе (Институт астрономии РАН),
А. Б. Островский (Уральский федеральный университет), С. В. Салий (
Уральский федеральный университет)

Программный комитет

А. М. Соболев (председатель, Уральский федеральный университет), 
А. Б. Островский (заместитель председателя, Уральский федеральный 
университет), Д. З. Вибе (Институт астрономии РАН),
И. И. Зинченко (Институт прикладной физики РАН), Э. Д. Кузнецов (
Уральский федеральный университет), К. В. Холшевников
(Санкт-Петербургский государственный университет), Б. М. Шустов (
Институт астрономии РАН)

Жюри конкурса студенческих научных работ

К. В. Холшевников (председатель, Санкт-Петербургский государственный 
университет), Д. З. Вибе (Институт астрономии РАН),
А. Б. Островский (Уральский федеральный университет), А. А. Соловьев (
Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН),
М.
Е.
Прохоров
(Государственный
астрономический
институт
им. П. К. Штернберга МГУ)

Финансовая поддержка

Уральский федеральный университет
имени первого Президента России Б. Н. Ельцина

Отдел по делам молодежи администрации Октябрьского района
г. Екатеринбурга

Обзорные лекции

ЦИКЛЫ ПЯТЕННОЙ АКТИВНОСТИ
У ХОЛОДНЫХ ЗВЕЗД

И. Ю. Алексеев1, А. В. Кожевникова2, О. В. Козлова1

1Крымская астрофизическая обсерватория РАН,
2Уральский федеральный университет

Рассмотрены методы и результаты исследования долговременных
изменений холодных пятен у звезд поздних спектральных классов.

STARSPOT ACTIVITY CYCLES OF COLD STARS

I. J. Alekseev1, A. V. Kozhevnikova2, O. V. Kozlova1

1Crimean Astrophysical Observatory, 2Ural Federal University

We considered methods and results of the observations of long-term
variations of starspots on the late-type stars.

Цикличность солнечной активности была открыта в середине
XIX в. любителем астрономии Генрихом Швабе, и сейчас 11-летний
солнечный цикл, регулирующий все стороны проявления активности 
Солнца, от чисел Вольфа, числа и размеров активных областей
в хромосфере, частоты и интенсивности вспышек до структуры солнечной 
короны, характеристик солнечного ветра, солнечно-земных
связей, является одним из наиболее известных явлений в жизни
Солнца. Помимо этого цикла (или 22-летнего магнитного) известны 
также вековой (80—90 лет) цикл Глайссберга и Маундеровские
минимумы, происходящие раз в два-три столетия. Такие длительные 
вариации солнечной активности уже исследуются с помощью
толщин годовых колец деревьев, содержания в них изотопа 14C,
слоистой структуры гренландских и антарктических льдов и позволяют 
говорить об изменениях солнечной активности на протяжении 
нескольких тысячелетий. Исследование циклической активности
других звезд позволяет говорить об изучении механизма генерации
звездных магнитных полей и делать выбор между различными моделями 
звездного динамо.
Исторически запятненность звезд была обнаружена фотометрически, 
как вращательная модуляция блеска с типичной амплитудой
около 0.10m, доходящей у самых активных звезд типа T Tauri до
0.5m (V471 Tau). Изменения конфигурации пятен дают медленные

© Алексеев И. Ю., Кожевникова А. В., Козлова О. В., 2019
7

(с характерным временем от месяца до нескольких лет) смены параметров 
вращательной модуляции, например, уровня среднего блеска
в данную эпоху. Из многолетних фотометрических и фотографических 
наблюдений длительностью более 50 лет найдена общая переменность 
классических запятненных звезд до 0.43—0.56m (например,
у оранжевых карликов V775 Her, V833 Tau, BY Dra или RS CVn систем 
IM Peg и HU Vir). Для Солнца, как запятненной звезды, такие
эффекты составляют около 0.001m.
В настоящее время самым прогрессивным методом изучения
звездных пятен является доплеровское картирование. Этот метод
позволяет прямо определять площади и широты покрывающих звез-
ду пятен. Метод доплеровского картирования налагает довольно
сильные ограничения на выбор объектов (помимо яркости необхо-
дима большая скорость вращения) и аппаратуру наблюдений. Тем
не менее для десятка запятненных звезд, прежде всего активных ги-
гантов типа RS CVn (IM Peg, II Peg, IL Hya, V711 Tau, EI Eri), а так-
же отдельных одиночных быстровращающихся гигантов (FK Com и
HD 199178) и карликов (AB Dor и LQ Hya), уже накоплены ряды
спектральных наблюдений продолжительностью более двух десят-
ков лет [1–4] и др.
Также в настоящее время распространено применение аналогич-
ных методов восстановления изображений к высокоточным фото-
метрическим наблюдениям [5–7]. Эти наблюдения также охватывают
длительные промежутки времени и были применены прежде всего к
тем же звездам, что и доплеровское картирование.
При этом остаются распространенными методы оценки площадей
и температур пятен по фотометрическим наблюдениям, изначально
использующие предположения о пятенной конфигурации. Такие ме-
тоды наиболее свободны от требований к выбору объектов и наблю-
дательной аппаратуры и позволяют исследовать очень большие мас-
сивы звезд [8] и длительные ряды всех имеющихся фотометрических
наблюдений. Например, Алексеев и Кожевникова [9–11] рассматри-
вали моделирование запятненности активных звезд различных ти-
пов — молодых звезд, прошедших стадию T Tauri (PTTS), оран-
жевых (спектральных классов GK) и красных (спектральных клас-
сов M) карликов, короткопериодических и классических систем типа
RS CVn, одиночных быстровращающихся желтых гигантов асимпто-
тической ветви типа FK Com.
Эти исследования позволяют оценить цикличность изменений
полной площади и средней широты покрывающих звезду пятен

8

примерно для полусотен звезд. Длительность таких колебаний (5—
40 лет) хорошо согласуется с известными длительностями фотомет-
рических циклов рассмотренных звезд. Независимо от эволюционно-
го статуса все программные звезды демонстрируют широтный дрейф
пятен по мере их развития, т. е. роста полной площади. При этом
мы видим как дрейф пятен в направлении экватора (мы считаем
это грубым аналогом солнечной диаграммы бабочек), так и обрат-
ный эффект — дрейф пятен к полюсам звезды. Скорости широтного
дрейфа пятен δφ довольно сильно варьируются от цикла к циклу и
от звезды к звезде, составляя в среднем по модулю 0.2—2.9 °/год,
в то время как солнечное значение скорости широтного дрейфа со-
ставляет 3—4 °/год. Вероятно, что направление дрейфа пятен и его
величина по модулю зависят от спектрального класса звезды.
Общеизвестна секторная структура солнечного магнитного поля
и солнечного ветра. Подобные структуры существуют и у других,
много более активных звезд. Первые сообщения о существовании у
звезд двух выделенных активных долгот появились в конце 1980-х гг.
для всех типов запятненных звезд, прежде всего для проэволюцио-
нировавших звезд типа классических RS CVn систем и звезд типа
FK Com. Активные долготы также хорошо видны из длительных
серий доплеровских карт [12], хромосферных [13] и поляризацион-
ных наблюдений [14]. Вблизи этих долгот также концентрируются
области повышенной электронной плотности хромосферы [15–19] и
наиболее мощные вспышки [20].
В 1991 г. Йэтсу и др. [21] обнаружили происходящее время от
времени переключение доминирующей активной долготы с одной на
другую — так называемый flip-flop эффект. Подобные переключения
часто показывают тенденцию к цикличности, хотя у некоторых звезд
они могут происходить и нерегулярно. Эффект наличия и переклю-
чения активных долгот обнаружен в слабой степени и на Солнце [22].
Длительности циклов переключения активных долгот не совпадают
с циклом пятнообразования, но обычно соотносятся как целые числа:
Pcyc/Pflip−flop = 3 : 1, 2 : 1, 3 : 2, 5 : 4 и пр. В частности, у Солнца об-
наружен flip-flop эффект с длительностью около 3.7 (3 : 1) года [22].
По длительным рядам фотометрических наблюдений и доплеров-
ских карт для ряда звезд проводились сопоставления найденных ши-
рот пятен с периодами осевого вращения звезды в соответствующие
эпохи. Альтернативным вариантом является изучение долговремен-
ных изменений положений минимумов блеска звезды (главной и вто-
ричной активных долгот) и их сопоставление с параметрами пятен.

9