Исследование магнитных полей молодых звезд малой массы

Феномен звезд типа Т Tau.

Звезды 1ипа Т Тельца (Т Tauri stars, TTS) эю молодые звезды с массой < 2Mr и возрастом около 106 — 107 лет, находящиеся на сгадии сжатия к главной последовательное: и Они были выделены в отдельный класс астрофизических объектов еще, А Джоем по их характерным эмиссионным спектрам, напоминающим спектр солнечной хромосферы (.Joy, 1945) На диаграмме Герцшпрунга-Рессела звезды типа Т Тельца располагаются справа над главной последовательностью (ГП), обычно и облас 1 и поздних спектральных классов G-M Различают классические звезды типа Т Тельца (Classical Т Tauri Stars, CTTS) и звезды типа Т Тельца со слабыми линиями (Weak Line Т Tauri Stars, WTTS).

Сейчас уже никем не оспаривав! ся, что CTTS — это звезды, на которые все еще продолжает падать вещество из образовавшеюся вокруг звезды аккреционною диска Если раньше об аккреционных дисках только добывались, судя по кос венным признакам, таким, как избыток излучения в ИК диапазоне, ю сегодня их можно напрямую увидеть Впервые и юбражения околозвездных дисков были получены методом интерферометрии в миллиметровом диапазоне (Sargent & Welch, 1993) Также на сеюдняшний день есть изображения дисков, полученных с Кос мического телескопа им Хаббла (O'Dell et all, 1993) Именно диски и продолжающаяся аккреция ответственна за наблюдаемые елличия CTTS от звезд иишной последоваюльности избыточная эмиссия в конгинууме, особенно заметная в ИК и УФ диапазонах, а также линейчатый эмиссионный спекгр низкого возбуждения За избыток излучения в ИК дипазоне oi-ветственен аккреционный диск, нагретый центральной звездой Причем по форме i пекipa можно заключить, что диск не является пассивным образованием, юлько лишь переизлучающим свет звезды, а активно вза-имодействуег с ней.

В оптическом диапазоне в спектрах CTTS можно видеть фотосферное излучение центральной звезды, но его абсорбционные линии менее глубоки, чем у звезд ГП iex же спектральных классов Это связано с тем, что в спектрах CTTS ирису 1С1вует дополнительный континуум нефото-сферного происхождения, или, как еще называют «вуалирующий континуум» Исследованию эгого явления в оптической части спектра посвящено множество работ (например, Basil, Batalla, 1990) У наиболее ак-1ивных CTTS излучение вуалирующего континуума может в несколько раз превышать излучение фотосферы, при этом абсорбционные линии ПОЧ1И исчезают, как, например, в случае DG Tail (Hessman, Guenther, 1997) Ин1енсивнос ib добавочною континуума возрастает в коротковолновую область, что указывает на излучение дос таточно юрячею 1аза В УФ часхи cneKipa мы видим именно добавочный континуум, учитывая, что звезды поздних спектральных классов, к которым обычно принадлежат CTTS, излучаю i пренебрежимо мало при Л < 3U00 A.

Эмиссионный спектр CTTS похож на спектр солнечной хромоеферы В ошике самыми сильными линиями являются линии На и Н, К Call Также присутс 1вуют мноючисленные линии Fel, Fell, линии Бальмеровкой серии, Nal, Cal, Hol Хараюерной особенное 1ью спектров CTTS являю ich линии Fei 4063, 4132, усиленные флуоресценцией (Joy, 1945, Hei big, 1945) CTTS обычно имеют в спектрах довольно сильные запрещенные линии [Sil] и [01], которые образуются в областях малой плот-нос in довольно далеко от звезды УФ часхь спекгра еще более богата эмиссионными линиями.

В ближней ИК облас 1и наиболее сильны линии триплета Call 8498, 8542, 8602, а также линия Hei 10 830 и водородные линии серий Пашена и Бреке: а В более далекое ИК излучение основной вклад вносит не с ама звезда, а ызопылевой диск, окружающий ее (Gurtler et al, 1999).

Характерным свойивом CTTS является переменность эмиссионною с rieKipa Обусловлена она обычно изменениями инхенсивности вуалирующею кон1инуума, которая может сильно меняться за время порядка суюк и даже часов (Petrov et al, 2001) У некоюрых звезд удалось выдели: ь период, например, у самой Т Tau (Herbst et al, 1986), но для большинства CTTS единою периода не нашли. С течением времени меняются и профили линий, и потоки в >тих линиях, и величина вуалирующею кон1инуума Здесь умеет, но вспомнить, что изначально TTS классифицировали как неправильные переменные (Hoffmeister, 1949) Можно выделить три основные физические механизма переменнос1и.

1 Вращак’льная модуляция звезды с холодными или горячими пяшами на поверхности.

2 Переменный темп аккреции на звезду.

3 Пс-pi к иная величина поглощения в направлении на звезду, связанная, вероятно, с нсре1улярными затмениями звезды пылевыми облаками.

За прошедшие полвека для обьяснения вышеперечисленных наблюдаемых особенностей звезд типа Т Тельца было предложено нес колько моделей, сменявших друг дру! а по мере усовершенствования 1еории, с о цюп с юропы, н получения более качественного наблюдательной) материала, с друюй сюроны По современным воззрениям, активность CTTS обусловлена управляемой магнитным нолем аккрецией проюпланетною диска на центральную звезду Изучение. этого феномена тесно связано с мсследованием молодых звезд малой массы, но в то же время 1еории ма1нитоеферной аккреции широко применяются при изучении пульсаров (к примеру Ghosh, Lamb, 1979), аккреции на черные дыры в активных ядрах галактик (к примеру Koide et al, 1999) и т. п.

Для объяснения активности CTTS в рамках модели магнитосферпой аккреции необходимо наличие крупномасштабного магнитного поля с напряженностью ~ 10J Гс И действительно, в недавних исследованиях (Jolms-Krull et al 1999а, 2001, Guenther et al 1999) по зеемановскому уширению фотосферных линий у некоторых CTTS были найдены по-верхнис1ные ма[нитные поля с напряженностью 1−3 кГс (подробнее о методах измерений магнитных полей CTTS см далее во Введении) Не вызывает сомнения, что подобные сильные магнитные поля играют ключевую роль в поведении аккрецируемого вещества вблизи центральной звезды.

Основываясь на моделях изначально разработанных для изучения компак! ных обьекгов в рентгеновский пульсарах (Ghosh, Lamb 1979) и предполаия, чю CTTS имею! магнитные поля дипольной конфшу-рации, Camenzind (1990) и Konigl (1991) показали, чю магнитосфера ос ынавливает диск на рассюянии ~ 3 — 5/2* от поверхности звезды Здесь вещество диска вмораживается в магнитное поле, и далее падае1 на звезду вдоль силовых линий магнитного ноля При эюм, характерный темп аккреции составляет от Ю-9 до 107Мо в год (Basri к Bertout 1989, Hartigaii et al 1995, Gullbnng et al 1998) При падении аккрецирующее вещееibo разгоняется до скороаи ~ 300 км/с, а затем тормозится в ударной волне, при этом нагревается и высвечивает энергию Таким образом, счи1аегся, что наблюдаемая у CTTS эмиссия в линиях и кошинууме обусловлена излучением аккреционной ударной волны (см. например рабспу Najita et al, 2000) В пользу этой теории говорят протяженные (до 400 км/с) красные крылья линий высокотемпературных ионов, например, СIV.

Если эмиссия CTTS в оптическом диапазоне так или иначе связана с процессом аккреции, то ситуация с рентгеновским излучением этих обьекюв не 1ак однозначна Уже первые наблюдения молодых звезд со с путника НЕАО-В обнаружили, что их cueKip в диапазоне O 5 — 4 5 кэВ напоминает излучение плазмы с температурой ~ 107 K (Gahm, 1980, Feigelbon et al., 1981). 3ia величина существенно превышает темпера-!}P>i до hompoH может на1реться газ за фронюм аккреционной ударной волны CTTS, и поэтому ренпеновское излучение молодых звезд с самого начала связывали с проявлениями активности солнечного типа Солнечная хромоеферно-корональная активность предполатет наличие матшных полей весьма сложной геометрической структуры Множе-ciBO waiHHTHbix «петель» и «арок» просхирающихся от фоюсферы до короны звезды, удерживают нагретую плазму, а перезамыкание (иловых линий магнитного поля нагревает ее до 1емпературы порядка 108 К Эш позволяет объясни: ь происхождение ренпеновского излучения CTTS в диапазоне > 1 кэВ.

В храдиционных теориях магнитосферной аккреции предпола! ается, чю уиювая (корос 1ь вращения центральной звезды равна кеплеровской скорости вращения диска в том месте, где диск «обрезается» силовыми линиями магнитного поля В случае CTTS исследователям представля-о 1 ся хорошая возможность проверихь эти теории на практике, ибо многие параметры теории (такие как масса звезды, радиус, скорость вращения, величина магнитного поля и темп аккреции) являются, в принципе, наблюдаемыми (см к примеру Johns-Krull к Gafford, 2002) Korngl (1991), Cameion к Campbell (1993) и Shu et al (1994) аналитически исследовали взаимодействие дипольною магнитного поля (ось которого совпадает с осью вращения звезды) с аккреционным диском Каждая из) тих ¡-еорий позволят получи: ь выражение для напряженности MaiHHiHoro поля звезды, как функцию массы, ¡-емпа аккреции, радиуса, периода вращения и набора свободных параметров (подробнее в работе Johns-Krull et al 1999а) Хорошим тестом состоятельности этих теорий является непосредственное измерение магнитных полей CTTS.

Уверенность в том, что магнитное поле играе1 ключевую роль в эволюции CTTS настолько велика, что выражения «классические звезды Т.

Тельца" и «молодые магнитные звезды с аккреционными дисками» все чаще и чаще упогреблякжя как синонимы Поэтому любая достоверная информация о величине и структуре магнишого поля TTS имее1 весьма важное значение.

Фуиры эю подкласс CTTS, у коюрых наблюдалось увеличение блеска на 4″ '-6'" за время менее десяти лег (Herbig, 1966) Прототипом иод-класса являекя FU On, вспышка которой произошла в 1936 г По современным воззрениям причиной вспышки является сильное увеличение гемнл аккреции и з дис ка, окружающе! о звезду типа Т Тельца В резуль-raie аккреционная светимость станови! ся в сотни раз больше светимос ги центральной звезды, поэтому считется, что наблюдаемый абсорбционный t искiр обьекюв аипа FU On (фуоров) — это спектр излучения аккреционною дис ка Магнитное поле CTTS не можег удерживав диск со с голь большим темпом аккреции, и после вспышки его вну1ренняя граница должна доходить до поверхности звезды — с м Hartmann, Kenyon (1996) и приведенные гам ссылки.

Давно известно, что линии Бальмеровской серии, а также линии NalD и CalIK в спектре FU On имеют глубокие и широкие профили 1ипа Р Cyg, чю свидетельствует о мощном истечение вещества из окрес ihoc гей звезды Hartmann, Calvet (1995) привели убеди 1ельные доводы в пользу 10Ю, что истечение происходит с поверхносхи кеплеров-ского диска Наблюдаемый в оптических линиях ветер «дует» из внутренних (Я < 3×1012 см) областей аккреционного диска, причем исхека-ющий газ имеет скорос гь Vw ~ 300 км/с, довольно низкую хемперачуру.

Та < 6000 К) и высокую пленность N ~ 1012 — 1013 см" 3 (СаЬгсЧ е1 а1, 1993) Темп потери массы при этом весьма велик ~ Ю-5 М0/год.

Ч гобы обьясни I ь наличие у линий На, №I О, Са IIК и II Ь, кшис-сионных компонент, 01А1^е1о а1 (2000) предположили, что в основании всчра имеюкя области с инверсией температуры (хромосфера) Анализируя характер изменения формы профилей линий Иа1 О и Ь, к в спек1ре Ри Он Еггко е1 а! (2003) пришли к выводу, чю изменение профилен связано с осевым вращением вну]ренних областей аккреционною диска и дисковою ветра, у которых распределение температуры и ориентация линий тока вещества ветра не имеют осевой симметрии При-чинои ас иммР1рии может бьпь взаимодействие околозвездно! о вещес! ва с иишшшм полем звезды, при условии, чю мапшхная ось замсмно наклонена к оси вращения.

Таким образом, в случае Ри Он магни! ное поле можег играть двоякую роль во-первых, силовые линии поля могут играть роль направляющих вдочь которых движется вещество дисковою ветра, а, во-вюрых, магнитное поле звезды может бьпь причиной возникновения асимметрии структуры диска и ветра Поэтому вопрос об обнаружении магнитною поля Щ Оп и исследовании его параметров представляется весьма ак.

ГУНЛЬНЫМ.

До сих пор вопрос о происхождении магнитных полей молодых звезд ос 1ается о 1 крытым Во многих работах анализ активных процессов ос-новываекя на теории динамо-механизма генерации магнитного поля в конвек! ивных оболочках (см, например, обзор Версий, 1990 и приведенные iaw ссылки) Также рассматриваем гипотеза реликтoboiо магпш-ною ноля (см, например, работу Me&tel, 1967) В^юй гипотезе звездное ма! нитное поле рассматривается как остаток (реликт) магнихного поля межзвездной среды Первой предпосылкой теории остаточною магнетизма (мла работа Cowling (1945), который показал, что время затухания дипольной моды магнитного поля в звездах с массой М > 15- 2М0 прево (Ходи1 характерное время их ядерной эвлюции На этом основании был сделан вывод, чю магнитное поле в звездах может быть остатком ol^похи звездообразования.

Spitzer (1958) и Mestel (1967) в своих pa6oiax сформулировали основные положения 1еории остаточного магнитного поля При этом, по их оценкам получалось, что для звезды с массой А/ ~ 2А/0 среднее иоле В ~ 10° Гс, чю на много порядков превышае! наблюдаемые значения.

С друг ой (юроны, нос ле первых оценок электропроводное i и и эффек-хивносш омической диссипации в межзвездных облаках (Spitzer, 1968, Дудоров, 1977) сложилась прямо противоположная картина, оказалось, что г, процессе звездообразования могут существовать С1адии, на ко-юрых остаточное поле может диссипировать прак! ически полностью Дальнейшее уючнение гипотезы позволило обойти и эти трудности, и в своем современном виде теория остаточного магнитного поля предсказывает магнишые поля сравнимые с наблюдаемыми, ге порядка 1 кГс (Дудоров, 1995).

Методики измерения магнитных полей молодых звезд.

Практически все методики измерения магнитных полей звезд основаны на, -эффекте Зеемана На пракшке широко используются два наблюдаемых проявления ЭЮ10 эффекта.

1) так называемое «зеемановское» уширение спекхральных линий,.

2) круювая поляризация^{-компонентов} спектральной линии.

В прос тейшей модели спектра магнитной звезды профиль линии можно описахь выражением F (А) = Fb (A)*/+Fq (A)*(1 —/), где Fg — спектр формирующийся в областях с магнитным полем, Fq — спектр формирующимся в областях без магнитного поля, / - фактор заполнения, отражающий долю площади занимаемую матнитными областями Необходимо отме! и 1 ь, чю «магнитный» спектр, Fb, отличается от «немагнитного» не юлько вследс твие зеемановского уширения линий, но также и потому, чю Mai ни1ное поле влияет на параметры звездной атмосферы.

В этом случае, можно измерить магнитное поле по его влиянию на эквивалентные ширины спек1ральных линий В сильных линиях о-компоненты, смещаясь к крыльям, усиливают непрозрачность в линии, увеличивая тем самым ее эквивалентную ширину (Basil et al 1992) Сравнивая наблюдаемый спектр звезды с теоретическим, можно оценить величину поверхностного магнитного поля Этот метод требует очень ючно знать ашосферные параметры исследуемой звезды Подчеркнем, чю) Ю1 мешддасч нам величину модуля ма1 ни! ного поля умноженного на фактор заполнения / (Basil et al 1992, Guenthei et al 1999).

Измерение величины круговой поляризации спектральных линий по смещению^{-компонент} огносихельно центральной длины волны являемся, пожалуй, самым «прямым» методом измерения магни! ных полей звезд, но и эы меюдика имеет некоторые 01раничения Главная особен-нопь состоит в том, чю сг-компоненгы линии поляризованы в противоположных направлениях и направление круговой поляризации каждой из компонеш зависит oi ориеныции поля Таким образом, на видимой поверхности звезды обласхи с противоположной полярностью мслут «компенсировать» друг друга и измеренная таким образом напряженное ib поля буде] близка к нулю (хороший пример — Солнце, наблюдения ел дельных пяхен даю! величины поля до трех кГс, в ю время как наблюдения всей поверхнос1и целиком даю: величины порядка нескольких laycc) Оиюсчиельное смещение а-компонент пропорционально усредненной по наблюдаемой поверхности звезды продольной компоненте маг-ни1ною поля До недавнего времени, эхим методом магнитное поле у холодных звезд (как молодых, так и звезд главной последовательности) не удавалось обнаружив, точнее наблюдения давали лишь верхний предел величины поля (например работы Vogt 1980, Brown & Landstreet 1981, Bona et al 1981) Исключением стало обнаружение значимой круювой поляризации у некоторых бысхро вращающихся карликов и звезд типа RS CVn (с м например работу Donati et al, 1997).

В<�е измерения преде гавленные в данной работе выполнены, но (пек-1рополяриме1риче (кои меюдике, 1 е измерением величины зеемановско-го расщепления гт-комнонент спектральных линий.

Цель работы.

Цель ди ((ерыции исследование магнихных нолей молодых звезд малой массы на основе спектрополяриметрических наблюдений, выполненных на 6 м к’леекопе CAO РАН В Гл I и II расмахриваюия CTTS Т Tau и DP Tan (ooiвен пзенно, а в Гл III — фуор FU Он.

Результаты, выносимые на защиту.

1. Резулылты измерений средней величины продольной компоненты машиною поля В\ в фотосфере звезды Т Tau, величина которой менялась с к’чепием времени в интервале oi ~ 150 ± 30 до 15 ± 30 Гс.

2. Результаты измерений средней величины Яц в магнигшнфере Т Tau (в облас ги формирования линии Hei 5876), коюрая менялась с течением времени в диапазоне от 350 до 1100 Гс.

3. Оценки параметров магнихного поля Т Таи в предположении о (чо дипольиой конфигурации (Вр ~ 4 кГс, угол между осью вращения звезды и магии той осью ~ 85°), а также вывод о юм, чю если уюл между ос ыо вращения Т Tau и лучом зрения превышает 10°, то поле в (фотосфере Т Тан существенно отличается от дипольного.

4. Впервые полученные оценки величины магнитного поля в диске {В < 300 Гс), дисковом Beipe (В < 300 Гс) и в области формирования >мис ионной компоненты линии Я" (В < 100 Гс) для фуора FU Оп.

Все перечисленные пункты определяют также научную новизну ре-зулыаюв Апробация результатов была проведена на конференции молодых ученых «Ломонос ов-2003», на конференции по Ас1рофизике высокихэнергий в Москве «НЕА-2002», на конференции в Бразилии «Open Issues m Local Star Formation» в апреле 2003 г, на конференции «Маг-ни1ные звезды» в CAO РАН в августе 2004 г, и научном семинаре в ФИАНе.

Основные результаты работы опубликованы в 4 статьях в журнале «Письма в АЖ» и одной статье в журнале «Astronomy & Astrophysics» В список положений, вынесенных на защиту, включены лишь те резуль-laii.i и выводы, в коюрых мой вклад был основным или, по крайней мере, равным вкладу других соавторов.

Список печатных работ, содержащих основные резулыахы диссертации.

1 Smiinov D, А, Fabrika S N, Lamzin S, А, Valyavin G G, 2003, «Pobublt dctedion of of a magnetic field in T Tau», A&A 401, 1057−1061.

2 Д, А Смирнов С, А Ламзин, С H Фабрика, Г, А Чунюнов, «О возможной пере меннтгпи магнитного поля Т Таи», 2004, Письма в АЖ гЗОстр 50G.

3 Смирнов Д, А, Ламзин С, А, Фабрика С Н, «Измерение продольной компотmriы напряженности магнитного поля FU Ori», 2003, Письма в АЖ Т 29, С 300−304.

1 Смирнов Д, А, Романова М М, Ламзин С, А, «Анализ результатов измерения магнитного поля Т Таи», 2005, Письма в АЖ т 31 стр 335.

5 Чунюнов ГА, Смирнов Д, А, Ламзин С, А, «Новые результаты измерений магнитного поля BP Таи», 2007, Письма в АЖ т 33 стр 43.

6 Ламзин С, А Смирнов ДА, Фабрика СН «On the structure, of rnaqnetu field of T Таи», AphSSLib, Vol 299, Proc of Conf «Open Issues in Local Star Formation» (Brazil, 5−10 April), CD, 2003.

7 Смирнов Д, А «Измерение магнитных полей молодых звезд», сборник 1езисов докладов конференции «Ломоносов-2003», Физический ф-т МГУ, с 1 р 10, 2003.

8 Кравцова, А С, Ламзин С, А, Смирнов Д, А, Фабрика С Н. «Дисковая аккреция на замагниченные молодые звезды», сборник тезисов докладов Всероссийской конференции «Ас грофизика высоких энергий се-1 одни и завтра (НЕА-2002)», ИКИ РАН, стр 14, 2002.

Заключение

.

В диссертации проведен анализ спектрополяриметрических наблюдений звезд Т Tau, FU Ori и BP Tau, выполненных в разные годы на бм телескопе CAO РАН с помощью спектрографа ОЗСП Были получены следующие основные результаты.

1 Впервые измерена продольная компонента магнитного поля в фотосфере звезды Т Tau, средняя по поверхности величина которого оказалась равной ~ 150 Гс На данный момент, это самое сильное магнитное поле когда-либо обнаруженное у холодных звезд спектрополяриметриче-скими методом Также обнаружена переменность величины продольной компоненты магнит нот о поля Т Tau.

2 По -«мжионнои линии Hei 5876 впервые измерена средняя величина Вц в магнитосфере Т Tau Полученные данные позволяют также ювори1ь об обнаружении переменности поля в области формирования этой линии Показано, что изменение Вц связано не только с вращением звезды, но и с переменностью величины и/или конфигурации поля.

3 Получены оценки параметров магнитного поля Т Tau в предположении о ето дипольной конфигурации Показано, что существующие измерения величин В и Вц не противоречат друг другу лишь в том случае, если угол между осью вращения и магнитной осью близок к 85°, а угол между осыо вращения звезды и лучом зрения i < 10° Если же будущие интреферомехрические измерения покажут, что в случае Т Tau г > 10°, ею будет означать, что поле звезды существенно недипольио.

4 Приведены соображения в пользу существования у Т Tau магнитною поля сложной, нсдипольной структуры Мы полаыем, чю на поверхности звезды магнитное иоле организовано хаотично, а при удалении от звезды основную роль играет крупномасштабное упорядоченное (диполыюе) поле.

5 Впервые получена оценка магнишою поля в диске, дисковом ве:-ре и в области формирования эмис ионной компоненш линии На для сис 1емы FU Ori.

6 Получены оценки величины Вц в мапшюсфере звезды BP Tau.

На основании полученных резулыаюв, а также на основании результатов измерений проведенных другими авюрами, получены оценки параметров магнитного поля BP Tau, в предположении дипольной конфи-[урации поля в области формирования линии Hei 5876.

7 Приведены соображения в пользу того, то причиной краткосрочной переменности магнитного поля BP Tau могут быть нестационарные мелкомас штабные ноля активных областей на поверхности звезды и/или иерезамыкание силовых линий магнитосферы, обусловленное закруткой 31 их линий при вращении звезды.

Подводя итог, мы можем сказа! ь, что в рамках существующих ограничений (как annapaiypHbix, так и ограниченною наблюдательною времени) поставленная задача выполнена и цель диссертации дос! шну!а.

Некоторые из наших результатов к данному моменту уже уточнены (напряженность магнитного поля FU Огт по линиям металлов, см Гл III), некоторые находятся в хорошем согласии с результатами полученными другими авторами и позволили уточнить их (результаты по BP Tau, см Гл II), некоторые же не подтверждены до сих пор (данные по Т Tau, см Гл I) Интерес, с которым были встречены наши результаты в печати свидетельствует о переспективности спектроиоляриметрических исследований молодых аккрецирующих звезд Разумеется, материал данной диссертации это лишь начало большой работы Увеличение с центрального разрешения и диапазона (за счет примененияэшелле-спектрос копии) позволю значительно повысить точность измерений Длинные непрерывные ряды наблюдений (порядка нескольких периодов вращения звезды) дали бы возможность исследовать переменность магнитного поля молодых звезд как на малых, так и на больших временных интервалах и, быть может, позволили ли бы исследовать геометрию поля, применяя методы Допплер-Зеемановского картирования Весьма перспективным представляется одновременное измерение магнитного поля по спектральным линиям формирующимся в различных облас тях системы звезда-диск (в фотосфере, вблизи ударной волны, в магнитосфере, во внутренних областях диска и тд) Это позволило бы лучше понять механизмы маг нитосферной аккреции на молодые звезды Кроме тог о, подобные детальные исследования могли бы помочь в решении задачи о зарождении и генерации магнитных полей молодых звезд.

В заключение автор хотел бы поблагодарить своею научного руководимом Cepien Анатольевича Ламзина за науку и безграничное 1ерпение, коллектив лаборатории новых фотометричес ких методов ГАИШ за поддержку и ценные советы, сотрудников лаборатории физики звезд CAO за roc теприимс 1 во и полезные дискуссии, Г, А ЧунюноваиДО Кудрявцева за помощь в наблюдениях, Т, А Рябчикову за советы и помощь в обработке, H Е Пискуноваза предос тавленную программу SYNTHMAG.