РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

ГЛАВНАЯ (ПУЛКОВСКАЯ) АСТРОНОМИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

Барсунова Ольга Юрьевна

ПРИРОДА ФОТОМЕТРИЧЕСКОЙ АКТИВНОСТИ ПЕКУЛЯРНЫХ

МОЛОДЫХ ОБЪЕКТОВ

Специальность 01.03.02 – астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Санкт-Петербург 2008 г.

Работа выполнена в Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской Академии Наук

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук Гринин Владимир Павлович,

ГАО РАН

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук Погодин Михаил Александрович,

ГАО РАН

Кандидат физико-математических наук Катышева Наталья Андреевна,

ГАИШ МГУ

Ведущая организация:

Санкт-Петербургский государственный университет

Защита состоится 26 декабря 2008 г. в 11:30 на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 при Главной (Пулковской) астрономической обсерватории РАН по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65, корп. 1.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН.

Автореферат разослан 25 ноября 2008 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д 002.120. кандидат физико-математических наук Е. В. Милецкий

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность проблемы Бурная фотометрическая активность является одним из наблюдательных проявлений молодости звезд. Еще до того, как молодые звезды/системы были выделены в отдельные классы (звезды Т Тельца и Ае/Be Хербига) [1, 2], многие из них были известны как неправильные переменные. В 1994 г. Хербст и др. [3] классифицировали известные на тот момент механизмы переменности блеска молодых звезд. Согласно их классификации к типу I относится простейший вид переменности блеска, вызванный вращением холодных пятен на поверхности звезды. Характерные периоды составляют примерно от двух суток до двух недель, а амплитуда переменности обычно не превышает несколько десятых звездной величины в полосе V. Этот тип переменности в основном встречается у звезд типа WTTS (weak line T Tauri star). Тип II переменности наблюдается только у классических звезд типа Т Тельца (CTTS) и характеризуется нерегулярными или квазипериодическими изменениями блеска с амплитудой до 1m – 2m, обусловленными горячими аккреционными пятнами по поверхности звезд.

Переменность III типа связанна с изменениями околозвездной экстинкции на луче зрения, или, другими словами, с затмениями звезд непрозрачными газопылевыми облаками - фрагментами околозвездных газопылевых дисков. Этот тип переменности характеризуется большими амплитудами изменений блеска, достигающими в отдельных случаях 4m и наблюдается в основном у молодых звезд промежуточных масс (Аe-звезд Хербига (HAE) и некоторые CTTS).

Типичным представителем таких звезд является звезда UX Ori.

Существует еще один тип фотометрической активности, который обнаружен сравнительно недавно и поэтому не описан в цитированной выше статье Хербста и др. Это – переменность блеска, вызванная пульсациями молодых звезд.

Амплитуда таких колебаний невелика и составляет в среднем несколько десятых звездной величины, периоды колебаний - порядка нескольких десятков минут.

Этот тип переменности наблюдается у небольшого числа звезд Aе Хербига.

Еще более редкий тип фотометрической активности молодых звезд связан с феноменом фуора. Отличительной особенностью фуоров являются оптические вспышки, достигающие в некоторых случаях 6-ти звездных величин. Такие события связывают с увеличением темпа аккреции на молодую звезду до значений порядка 10-4 M/год. В этих условиях основная часть оптического излучения звезды образуется в околозвездном аккреционном диске и все изменения светимости фуора связаны с измерениями параметров диска.

Особый интерес вызывает третий (III) тип переменности. Венцель [4] предположил, что переменность звезд этого типа вызвана затмениями звезды непрозрачными газопылевыми облаками (переменная экстинкция на луче зрения).

Однако его модель не объясняла одну из важных особенностей звезд типа UX Ori – поворот цветового трека в минимумах блеска («эффектом поголубения») [5].

Была непонятна также причина отсутствия очень глубоких ослаблений блеска с амплитудой 5m и более (см. обсуждение этой проблемы в статье [6]). Эти противоречия с моделью переменной околозвездной экстинкции удалось устранить, предположив, что источником «голубого» излучения является околозвездная пыль, рассеивающая излучение звезды [7]. Уровень рассеянного излучения определяет максимальную глубину алголеподобных минимумов. Во время таких событий прямое излучение от звезды экранируется пылевыми фрагментами, доля рассеянного на частицах пыли излучения возрастает, и показатели цвета уменьшаются (что и вызывает поворот цветового трека на диаграмме цвет-величина). С помощью синхронных наблюдений линейной поляризации и блеска этих звезд было установлено [8], что главной причиной их бурной фотометрической активности является небольшой наклон околозвездных дисков к лучу зрения. Эта модель активности звезд типа UX Ori сейчас является общепринятой и подтверждается также интерферометрическими наблюдениями в ближней ИК области спектра. В результате из-за движения вещества в околозвездном диска количество пыли на луче зрения непрерывно меняется, что отражается на изменениях блеска звезды. Таким образом, изучение фотометрической активности звезд типа UX Ori на больших интервалах времени дает ценную информацию о структуре и динамическом состоянии околозвездных дисков молодых звезд.

Околозвездные газопылевые диски формируются в процессе рождения молодой звезды (но чаще рождаются двойные или кратные звезды) из молекулярного протозвездного облака, изначально простиравшегося от сотен до тысяч астрономических единиц. К моменту прихода молодой звезды на Главную Последовательность диски диссипируют. Часть из них эволюционируют в планетные системы. Характеристики рождающихся планетных систем во многом зависят от того, какими были породившие их околозвездные диски и как протекала их эволюция. Время жизни околозвездных дисков зависит от физических процессов, протекающих как внутри них, так и в их окрестностях. К внутренним процессам, например, можно отнести формирование планет, взаимодействие диска с центральной звездой, дисковый ветер; к внешним – испарение диска под действием излучения близкой массивной звезды и разрушение вследствие приливных взаимодействий. Возраст дисков составляет в среднем несколько миллионов лет. Они имеют довольно большой разброс по массам от 0.003 до 0.3 M и их средний радиус порядка несколько сотен астрономических единиц [9]. Диски делятся на два типа: активные (аккреционные) и пассивные в зависимости от того, нагревается ли диск за счет аккреции, или излучением центральной звезды.

Одним из наблюдаемых проявлений околозвездных аккреционных дисков являются инфракрасные (ИК) избытки излучения молодых звезд. Форма спектрального распределения энергии (SED) в инфракрасном и миллиметровом диапазонах длин волн зависит от параметров дисков и свойств околозвездной пыли. SED у звезд типа Т Тельца и Ae/Be Хербига схожи между собой. Для звезд Ae/Be Хербига существует классификация по виду SED [10], отражающая различия в структуре дисков.

Косвенным признаком дисковой аккреции является присутствие в спектрах звезд типа UX Ori двухкомпонентной эмиссии в линии H [11], образующейся во внутренних слоях аккреционых дисков. Присутствие в спектрах запрещенных линий [OI] и [SII] указывает на существование звездного ветра и биполярных коллимированных джетов, которые в свою очередь тесно связанны с аккреционными процессами, происходящими в дисках.

Первое прямое изображение околозвездного диска было получено с помощью коронаграфических наблюдений звезды Pic [12]. Следующим шагом стало получение изображений в оптическом и ИК диапазонах на космическом телескопе Хаббла, а также с помощью наземных телескопов-интерферометров, работающих в инфракрасном, миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах длин волн. Изображения околозвездных дисков впервые позволили определять напрямую их ориентацию и угол наклона. Диски, ориентированные с ребра (например, как у звезды типа Т Тельца НН 30), предоставляют прекрасную возможность для прямого изучения, т.к. центральная звезда из-за сильного поглощения в диске не видна ни в оптическом, ни в ближнем ИК диапазонах. В противоположность этой группе диски, видимые с полюса, позволяют ценить профиль поверхностной плотности.

Важный вклад в изучение протопланетных дисков дают фотометрические исследования молодых звезд типа UX Ori, околозвездные диски которых наклонены под небольшим углом к лучу зрения [8]. Анализ фотометрических рядов наблюдений этих звезд показывает, что на характерных временах от нескольких дней до нескольких месяцев переменность их блеска носит случайный характер (у некоторых звезд типа UX Ori обнаружены мало-амплитудные колебания блеска с периодами порядка нескольких десятков минут, обусловленные пульсациями звезд). На бльших интервалах времени – месяцы и годы – часто наблюдаются циклические изменения блеска. Это говорит о том, что в околозвездных дисках таких звезд существуют достаточно устойчивые, протяженные газопылевые структуры. Вращаясь вокруг звезды, они способные вызывать периодические изменения околозвездной экстинкции. Такими структурами могут быть:

• «гигантские протокометы» [13], • циклоны и антициклоны, образующиеся в протопланетных дисках [14], • дисковый ветер вторичного маломассивного компонента [15], • потоки вещества и волны плотности в аккреционных дисках молодых двойных систем [16].

Наряду с этим, анализ продолжительных фотометрических рядов показывает, что у некоторых звезд типа UX Ori может наблюдаться радикальная смена уровня фотометрической активности: звезда в течение некоторого (иногда довольно продолжительного) времени вообще не меняет свой блеск, либо меняет его в небольших пределах, после чего наступает фаза бурной фотометрической активности, обусловленной резким увеличением концентрации пыли на луче зрения. Наблюдается и обратная картина, когда после сильных и частых алголеподобных ослаблений блеска звезда на некоторое время "успокаивается".

Особый интерес представляет небольшая группа звезд, у которых наблюдаются необычно продолжительные затмения ( Aur, KH 15D, GW Ori и др.). Такие затмения не удается объяснить на основе классических моделей затменных двойных систем, в которых одна из звезд в процессе орбитального движения периодически экранирует другую. В качестве затмевающего «тела»

предлагались следующие структуры:

• запыленный дисковый ветер [15], • околозвездный диск одной из звезд двойной системы [17], • общий диск, окружающий молодую двойную систему (СВ-диск - от английского circumbinary) [16, 18].

Каждая модель накладывает свои ограничения на физические условия в окрестностях молодых звезд. Эти ограничения позволяют качественно и количественно объяснить наблюдаемые затмения, но в то же время, требуют своего обоснования. Несмотря на большой интерес к этим объектам, природа наблюдаемых у них затмений до сих пор остается загадкой. В последние годы к таким известным экзотическим затменным системам, как КН 15D и Aur, добавилась еще одна: молодая звезда типа WTTS – V718 Per (H 187, HMW15), обширное затмение которой впервые наблюдали Коэн и др. [19]. Еще одна молодая звезда с весьма необычным фотометрическим поведением – V1184 Tau (CB34 FU) – наблюдалась недавно Семковым [20]. Изучение природы фотометрической активности этих двух пекулярных молодых звезд и является целью настоящей работы.

Диссертация основана на наблюдательном материале, полученном в Крымской Астрофизической Обсерватории на телескопе АЗТ-8 (0.7 м), а также на результатах анализа двух спектров V718 Per, полученных Дж. Хербигом с помощью телескопа Кеck.

Научная новизна работы:

1. Наблюдения повторного затмения V718 Per позволили впервые оценить период между затмениями, сначала грубо (4.9 года), затем более точно (4. года). В результате обнаружена еще одна уникальная затменная система в нашей Галактике. Ее главное отличие от таких известных затменных двойных звезд, как КН 15 D и Aur состоит в том, что у нее не обнаружены спектроскопические признаки двойственности.

2. Впервые построено спектральное распределение энергии (SED) V718 Per вне затмения. Из сравнения наблюдаемого и модельного SED сделан вывод о том, что в околозвездном диске, окружающем эту звезду, имеется полость, свободная от вещества, радиусом порядка нескольких астрономически единиц. Внутри этой полости вращается протяженная пылевая (или газопылевая) структура, вызывающая затмения звезды.

3. Впервые показано, что переменность блеска звезды типа WTTS (V Tau) вызвана изменениями экстинкции в окружающем ее околозвездном диске. До этого считалось, что данный тип переменности может наблюдаться только у звезд типа Ае Хербига и классических звезд типа Т Тельца.

Научная и практическая значимость работы Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации по объектам V1184 Tau и V718 Per. Результаты, полученные в диссертации, могут использоваться для дальнейшего изучения этих объектов, а также при построении моделей околозвездных дисков молодых звезд.

Основные результаты, выносимые на защиту:

1. Результаты ПЗС фотометрии в полосах VRI двух молодых объектов V Tau и V718 Per за 2003 – 2008 гг.

2. Наблюдения второго в истории фотометрических исследований V718 Per затмения звезды продолжительностью около 3.5 лет, что позволило впервые оценить период между затмениями. В результате небольшое семейство экзотических затменных систем в нашей Галактике пополнилось еще одной звездой с уникальными характеристиками затмений.

3. Вывод о существовании внутренней полости в околозвездном диске V Per радиусом порядка нескольких астрономических единиц, полученный из анализа распределения энергии в спектре звезды вне затмения.

4. Вывод о том, что большая по амплитуде переменность оптического блеска звезды типа WTTS V1184 обусловлена изменениями околозвездной экстинкции, и, следовательно, данная звезда принадлежит семейству звезд Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

1. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «H 187 в начале нового затмения», 2005, Астрофизика, т. 48, с. 2. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Г. Сергеев, Н. Я. Сотникова, Т.В.

Демидова, «О природе уникальной затменной системы Н 187 (HMW 15)», 2006, Письма в Астрон. журн., т. 32, с. 3. О. Ю. Барсунова, В. П. Гринин, С. Г. Сергеев, «О природе фотометрической активности звезды типа Т Тельца V1184 Tau», 2006, Письма в Астрон.

журн., т. 32, с. 4. В. П. Гринин, О. Ю. Барсунова, С. Ю. Шугаров, П. Кролл, С. Г. Сергеев, «О крупномасштабной фотометрической активности звезд типа UX Ori», 2008, Астрофизика, т. 51, 5. V. Grinin, H. C. Stempels, G. F. Gahm, S. Sergeev, A. Arkharov, O. Barsunova and L. Tambovtseva, «The unusual pre-main-sequence star V718 Per (H187).

Photometry and spectroscopy across the eclipse», 2008, Astron. Astrophys., v.

Личный вклад автора Личным вкладом автора является фотометрия ПЗС изображений в полосах VRI, полученных в КрАО С. Г. Сергеевым и его сотрудниками (при участии автора диссертации), построение кривых блеска и диаграмм «цвет-величина», оценка периода затмений V718 Per и равноправное участие в интерпретации полученных результатов. Автор принимала также участие в обработке и анализе спектров звезды V718 Per, полученных с помощью телескопа Keck.

Апробация результатов Результаты работ докладывались на астрофизических семинарах Главной Астрономической Обсерватории и на следующих конференциях:

• Международная конференция “Физика небесных тел”, 11-18 сентября 2005, КрАО, Украина • Конференция “Звездообразование в Галактике и за ее пределами”, 17- апреля 2006, ИНАСАН, Москва • IAU Symposium 240, “Binary stars as critical tools & tests in contemporary astrophysics”, August 22-25, 2006, Prague, Czech Republic • International conference “Modern problems of astronomy”, August 12-18, 2007, Odessa, Ukraine • Всероссийская астрономическая конференция «ВАК-2007», 17-22 сентября 2007, Казань • 1st international workshop “UX Ori type stars and related topics”, May 25-28, 2008, Crimea, Ukraine Содержание диссертации Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы и приложений. Полный объем диссертации 82 страниц машинописного текста, включая 17 рисунков, 8 таблиц, 9 станиц в приложениях и список литературы из 91 наименований.

Во Введении дается краткое описание современного состояния проблемы, обосновывается актуальность работы, сформулированы ее цели и задачи, перечислены положения, выносимые на защиту, приведен список работ, в которых опубликованы результаты данного исследования. Указан личный вклад автора и апробация результатов.

В первой главе описана аппаратура и система фильтров, с помощью которых проводились фотометрические наблюдения: ПЗС-камеры Ap7p и ST-7 и соответствующие им наборы фильтров. Описаны методы обработки фотометрических данных: апертурная фотометрия, выбор звезд сравнения приведение к стандартной фотометрической системе, оценка точности наблюдений. Также дано краткое описание спектральных наблюдений V718 Per.

Во второй главе обсуждаются основные особенности фотометрической активности V1184 Tau. В первом разделе дан краткий обзор сведений об объекте, приведенных в литературе. Во втором разделе представлены результаты фотометрического мониторинга в полосах VRI: кривая блеска звезды и диаграмма «цвет-величина» V/(V-I) (рис. 1), обсуждается поведение показателей цвета на диаграмме «цвет-величина» и, так называемый, эффект «поголубения», обнаруженный у этого объекта. Диаграмма «цвет-величина» V1184 Tau оказалась идентичной аналогичной диаграмме, полученной ранее для звезды UX Ori.

Совпадение наклонов из цветовых треков на стадии покраснения свидетельствуют об идентичности оптических свойств пылинок, вызвавших ослабление блеска этих звезд. Единственное существенное различие между диаграммами заключается в амплитуде изменений блеска у этих двух звезд. В случае V1184 Tau она примерно на 2m больше, чем у UX Ori. Это означает, что интенсивность рассеянного излучения в системе V1184 Tau (ограничивающего амплитуду ослаблений блеска) примерно в 10 раз меньше, чем в случае UX Ori (что не удивительно, если учесть, что околозвездные диски звезд типа WTTS существенно менее массивны, чем у звезд типа UX Ori). При этом амплитуда флуктуаций рассеянного излучения у V1184 Tau значительно больше, чем у UX Ori. В этом отношении исследуемая звезда похожа на звезду типа Т Тельца НН 30, которая закрыта от наблюдателя собственным газопылевым диском, ориентированным почти точно с ребра и наблюдается в оптике исключительно за счет рассеянного излучения. По данным Ватсона и Стапелфельда [21] амплитуда ее переменности достигает примерно 1.5 звездной величины.

Качественная интерпретация необычной фотометрической активности V Tau дана в третьем разделе. Для объяснения особенностей фотометрического поведения объекта предлагается модель двойной системы с эксцентрической орбитой, наклоненной под небольшим углом к лучу зрения. В этой модели основной вклад в изменения околозвездной экстинкции дают внутренние слои околозвездного диска (вблизи радиуса сублимации пыли), а также запыI Рисунок 1. Кривая блеска в полосе I (слева) и диаграмма «цвет-величина»

V1184 Tau (справа). Кружками приведены наши данные, квадратиками – данные из работы [20]. Стрелкой показано направление «стандартного»

закона межзвездного покраснения.

ленный дисковый ветер, стартующий с его поверхности. Периодические изменения темпа аккреции, обусловленные орбитальным движением компонентов системы, могут быть причиной периодических вариаций параметров дискового ветра и околозвездной экстинкции. Высказано предположение, что наблюдавшееся в 2004 году Семковым падение блеска звезды на 4 звездных величины, было вызвано усилением темпа аккреции на звезду при сближении компонентов системы в процессе орбитального движения.

Третья глава посвящена фотометрическому и спектральному исследованию необычной молодой звезды типа WTTS V718 Per. В первом разделе приводится краткая характеристика объекта и данные из литературы. Во втором разделе на основе полученных фотометрических наблюдений построены: кривая блеска (рис.

2), фазовая кривая и диаграммы «цвет-величина». Как видно из рис. 2, второе затмение оказалось практически таким же по форме кривой блеска и продолжительности (около 3.5 лет), как и первое затмение, наблюдавшееся Коэном и др.

[19]. Это означает, что в обоих случаях затмение было вызвано прохождением по лучу зрения одной и той же пылевой (или газопылевой) структуры. Интервал времени между затмениями (4.7 года) сравним с продолжительностью затмений.

Это указывает на то, что характерный размер этой структуры равен примерно половине орбиты, по которой она обращается вокруг звезды. По данным оптической и ИК фотометрии (использованы результаты JHK фотометрии Рисунок 2. Кривая блеска V718 Per в полосе I. Кружками показаны наши данные, квадратиками – данные из работы Коэна и др. [19], крестиками – данные из работы Нордхаген и др. [22]. Стрелками указаны даты спектральных наблюдений.

А. А. Архарова, а также данные из архива Spitzer) построено спектральное распределение энергии V718 Per в ярком состоянии. Из сравнения его с модельным распределением энергии, рассчитанным для звезды такого же спектрального типа, определена величина межзвездного (или околозвездного) поглощения в направлении на объект: AV 4.7m. Сравнение исправленного за покраснение распределения энергии с модельным показало отсутствие ИК избытка излучения в ближней ИК области (до 5.8 µm), а также небольшой избыток на 8 µm и, возможно, на 24 µm. Это означает, что если у звезды есть околозвездный диск, то в нем должна существовать полость свободная от вещества, радиусом порядка нескольких а.е.

Проведенный сравнительный анализ двух спектров V718 Per, полученных на телескопе Keck c разрешением R = 45000 (рис. 2), показал, что во время затмения в линии Н, а также в линиях инфракрасного триплета Са II появляется небольшая эмиссия. Наблюдается также небольшое уширение фотосферных линий.

Обсуждаются возможные причины таких изменений.

Третий раздел посвящен обсуждению механизмов, которые могут быть ответственными за столь продолжительные затмения этой звезды. В работе Нордхаген и др. [22], также посвященной фотометрическому исследованию V Per, высказано предположение, что эта звезда является аналогом экзотической двойной системы KH 15D, затмения которой, как предполагают, вызваны движениями компонентов по сильно вытянутым орбитам относительно общего диска. Это предположение не подтверждается результатами спектральных наблюдений V718 Per, которые показали [23], что лучевая скорость звезды на интервале времени около 1 года не изменилась в пределах точности измерений (около 50 м/с). Этот результат дал однозначный ответ на вопрос о двойственности V718 Per. Если бы объект был двойной системой, то за время, прошедшее между спектральными наблюдениями (а это примерно четверть периода), вследствие орбитального движения значения радиальной скорости отличались бы друг от друга. Таким образом, модели, основанные на предположении о двойственности этой звезды, в данном случае не применимы. На основании всех вышеперечисленных результатов высказано предположение, что причиной наблюдаемых у V718 Per затмений могут быть периодические возмущения в околозвездном диске одиночной звезды, обусловленные орбитальным движением маломассивного компаньона (гигантской протопланеты). Такая интерпретация предполагает, что околозвездный диск V718 Per ориентирован к нам почти с ребра.

В заключении кратко сформулированы основные результаты, полученные в работе.

В приложениях представлены: журнал наблюдений, таблицы с результатом фотометрий в полосах V, R и I, а также фотометрические кадры в полосе I, с указанными на них звездами сравнения. Приведены кривые блеска в полосах V, R и I для звезд сравнения V718 Per.

Список цитируемой литературы 1. Joy A. H., 1945, Astrophys. J., v.102, p. 2. Herbig G. H., 1960, Astrophys. J. Sup., v. 4, p. 3. Hoffmeister C., 1949, Astr. Nach., Bd. 278, s. 4. Wenzel W., 1969, In: Non-periodic Phenomens in variable stars. IAU Colloq., Ed.

by Detre L. Acad. Press, Budapest, № 65, p. 5. Зайцева Г. В., 1973, Перем. Звезды, т. 19, c. 6. Herbst W., 1986, PASP, v. 98, p. 7. Гринин В. П., 1988, Письма в АЖ, т. 14, с. 8. Grinin V. P. et al. 1991, Astrophys. Sp. Sci., v. 186, p. 9. Natta A., Grinin V. P., Mannings V., 2000, Protostars and Planets IV, ed. by V. Manning et al., p. 10. Meeus G. et al., 2001, Astron. Astrophys., v. 365, p. 11. Гринин В. П., Ростопчина А. Н., 1996, Астрон. ж., т. 73, с. 12. Smith B. A., Terrile R. J., 1984, Science, v. 226, p. 13. Shevchenko V. S. et al., 1993, Ap. Sp. Sci., v. 202, p. 14. Klahr H. H., Bodenheimer P., 2003, Astrophys. J., v. 582, p. 15. Гринин В.П., Тамбовцева Л. В., 2002, Письма в АЖ, т. 28, с. 16. Сотникова Н. Я., Гринин В. П., 2007, Письма в АЖ, т. 33, с. 17. Huang S.-S., 1965, Astrophys. J., v. 141, p. 18. Winn J. N. et al., 2003, Astrophys. J., v. 593, L 19. Cohen R. E. et al., 2003, Astrophys. J., v. 596, p. L 20. Semkov E. H., 2004, Astron. Astrophys., v. 419, p. L 21. Watson A. M., Stapelfeld K. R., 2007, Astron. J., v. 133, p. 22. Nordhagen S. et al., 2006, Astrophys. J., v. 646, p. L 23. Grinin V. P. et al., 2008, Astron. Astrophys., v. 489, p.