научная статья по теме АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР: КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА K KIC 8429280 Астрономия

Текст научной статьи на тему «АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР: КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА K KIC 8429280»

УДК 524.3-17+524.3-56

АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР: КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА K KIC 8429280

©2011г. И. С. Саванов*

Учреждение Российской академии наук Институт астрономии РАН, Москва, Россия Поступила в редакцию 07.04.2011 г.; принята в печать 11.04.2011 г.

Выполнено исследование активности карлика спектрального класса К — звезды KIC 8429280 (TYC 3146-35-1). Уникальные высокоточные фотометрические наблюдения этого объекта, полученные с космическим телескопом КЕПЛЕР, дали указания на сильно выраженную амплитудную модуляцию блеска звезды и позволили провести изучение поверхностных температурных неоднородностей. Прослежена эволюция активных областей на поверхности KIC 8429280 в течение 105 периодов вращения. Найдены свидетельства существования на поверхности KIC 8429280 двух активных долгот, отстоящих друг от друга на 180°. Перемещения активных долгот по поверхности KIC 8429280 носят сложный нестабильный характер. Часть времени активные области перемещались в направлении вращения звезды по долготе, часть времени — против. Менее активная область иногда исчезала совсем, и на поверхности звезды наблюдалась только одна активная область. Площадь запятненной поверхности звезды S составляет 4% от видимой поверхности звезды для значения угла наклона оси вращения звезды к лучу зрения i = 60°. Периодичность изменения S составляет не менее 90 сут. Характерное время изменения амплитуды переменности блеска равно 30 сут. Три момента переключения активных долгот близки по времени к 3 из 4 явно установленных минимумов амплитуд переменности блеска. Результаты анализа кривой блеска KIC 8429280 сопоставлены с результатами, полученными для молодой активной звезды солнечного типа Corot-Exo-2, обладающей подобной кривой блеска с сильно выраженной амплитудной модуляцией.

1. ВВЕДЕНИЕ

Весной 2009 г. были начаты наблюдения с новым космическим телескопом КЕПЛЕР. Основная задача этого космического проекта заключается в поиске планет за пределами Солнечной системы. В то же время при реализации проекта идет накопление высокоточных фотометрических измерений блеска порядка 156000 звезд. Как только первые фотометрические измерения стали доступны широкому кругу ученых, в печати появились результаты исследований периодических изменений блеска звезд различных типов и спектральных классов. Для карликов поздних спектральных классов результаты анализа вспышечной активности и периодических изменений блеска можно найти в статьях [1—4]. Выполняя собственный анализ наблюдательного материала, полученного с космическим телескопом КЕПЛЕР, мы обратили внимание на кривую блеска объекта К1С 8429280 (ТУС 3146-35-1).

Е-ша11:1вауапоу@1павап.ги

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Мы рассмотрели три набора наблюдательных данных для объекта К1С 8429280: №ВД08429280-2009131105131, №ВД08429280-2009166043257 и №ВД08429280-2009259160929. Систематические долговременные изменения блеска объекта были учтены путем снятия линейных трендов для каждого из набора данных. В совокупности для дальнейшего анализа нами было отобрано 6174 единичных измерений блеска, охватывающих период наблюдений в 138 дней (продолжительностью с Н^ 2454953.93 по Н^ 24555091.46). Кривая блеска звезды была нормирована на максимальное значение и условно отнесена к величине максимального блеска объекта, равного 9.87т в инструментальной фотометрической системе [5].

Для построения карт поверхностных температурных неоднородностей требуется знать период вращения исследуемой звезды. Для этой цели в интересующем нас временном диапазоне от одного до 100 дней по программе Брегера [6] были рассчитаны амплитудные спектры мощности. Анализ графиков спектров мощности (рис. 1) показал, что

Амплитуда 1.0 г

100.00

1.000

1.125

1.250

1.375 1.500

Период, сут

Рис. 1. Нормированные амплитудные спектры мощности для данных о переменности блеска KIC 8429280 в интервале периодов 1 —100 сут (верхний график) и 1 — 1.5 сут (нижний график).

на них имеются характерные пики, соответствующие временам изменений блеска звезды в 1.16 и 1.21 сут, рассматриваемым нами как Рри0ь. Происхождение каждого из этих пиков может быть связано с наличием пятен (или групп пятен), расположенных на различных широтах звезды, которая обладает дифференциальным вращением. Очевидно, что, не располагая данными о законе дифференциального вращения и данными о широтах расположения пятен, мы не может сделать заключение о величине периода вращения звезды. К сожалению, следует отметить, что объект К1С 8429280 практически не изучен — мы даже не располагаем данными о его спектральных исследованиях и не имеем сведений о величине проекции скорости вращения звезды на луч зрения. Принимая во

внимание эти обстоятельства, дальнейший анализ фотометрической переменности звезды был выполнен нами со "средним фотометрическим" периодом, составляющим 1.18 дней (подобный подход был применен нами ранее при анализе активности звезды HD 199178 [7]).

Мы провели вейвлет-анализ переменности блеска звезды, аналогичный выполненному в [9], но охватывающий временной интервал от 0.5 до 100 сут. Результаты анализа (рис. 2) указывают на стабильность периода в 1.18 сут, связанного с вращательной модуляцией неоднородной по температуре поверхности. Переменность в 29— 30 дней отражает ярко выраженную амплитудную модуляцию блеска К1С 8429280 (нижний график на рис. 2).

Период, сут 0.50

100.00

54 81

Интенсивность 1.00

109

136

164

191

109 136

ИГО-2464900

191

Рис. 2. Вейвлет-спектр мощности для данных о переменности блеска К1С 8429280 для временно го интервала от 0.5 до 100 сут, внизу представлена кривая блеска К1С 8429280 (см. текст). Горизонтальные линии соответствуют периодам 1.18, 10.5 и 29 сут.

Весь наблюдательный материал для К1С 8429280 был разделен на 105 сетов, каждый из которых последовательно охватывает один полный период вращения звезды. Полный единичный сет наблюдений включает в себя 57—58 фотометрических оценок. Часть сетов, оказавшихся неполными более чем на 1/3, была исключена из рассмотрения.

Любопытно отметить, что рассматриваемая нами продолжительность наблюдений К1С 8429280 в 138 сут при 1.18-сут периоде ее вращения условно соответствует продолжительности наблюдений Солнца порядка 7.2 лет (т.е. уже близка к 65% продолжительности солнечного 11-летнего цикла). Данное обстоятельство еще более увеличивает

значимость непрерывных космических наблюдений с телескопом КЕПЛЕР для исследований цикличности магнитной активности и ее проявлений у звезд солнечного типа и поздних спектральных классов.

3. ТЕМПЕРАТУРНЫЕ КАРТЫ

Как и в наших предыдущих исследованиях [8, 9], мы выполнили анализ каждой индивидуальной кривой блеска с помощью программы ¡РН. Программа решает обратную задачу восстановления температурных неоднородностей звезды по кривой блеска в двухтемпературном приближении, при

котором интенсивность излучения от каждой элементарной площадки на поверхности звезды складывается из двух компонент: фотосферы и холодного пятна. Описание программы и ее тесты были представлены в [8]. Подробности анализа содержатся в нашей предыдущей публикации [9]. Согласно данным каталога KIC, температура фотосферы KIC 8429280 была принята равной 4616 К [5]. Если мы воспользуемся соотношением между температурами пятен и невозмущенной фотосферы [10], то для исследуемой нами звезды можно ожидать, что температура запятненной поверхности ниже температуры фотосферы на

1000 К.

Поскольку нам не известно точное значение величины угла i наклона оси вращения звезды к лучу зрения, мы первоначально выполнили вычисления с i = 60°. Восстановление карт температурных неоднородностей было проведено нами еще для двух значений i = 30° и 90°), которые могут рассматриваться как предельные значения. Как оказалось, для всех трех указанных величин i различия в картах не изменяют сделанных нами заключений (см. ниже) о положении и эволюции активных областей на поверхности KIC 8429280.

Согласно нашей методике, для каждой элементарной площадки размером 6° х 6° на поверхности звезды был определен фактор заполнения f (доля поверхности элементарной площадки, занимаемая пятнами). На рис. 3 в качестве примера представлены результаты восстановления температурных неоднородностей на поверхности для первых 30 сетов наблюдений. Там же приведены наблюдаемые и теоретические (построенные по восстановленной модели) кривые блеска. По построенным картам мы определили долготы, соответствующие максимальным значениям f (более темные области на рисунках). Если на поверхностных картах имеются концентрации пятен на двух долготах, их значения регистрируются нами как две независимые активные долготы (табл. 1). Точность определений положений активных долгот составляет величину порядка 6° на поверхности звезды (или 0.02 в единицах фазы).

Переменность кривой блеска звезды обладает ярко выраженной модуляцией с периодом 1.18 дней, соответствующей вращению звезды с пятнами или группами пятен на поверхности. Кроме того, хорошо прослеживаются изменения амплитуды колебаний блеска — от 0.014т до 0.081т в инструментальных звездных величинах (рис. 4а, 4г).

4. ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНЫХ ОБЛАСТЕЙ

Как и в [9], мы выполнили анализ распределения факторов заполнения f в зависимости от времени

и от долготы на поверхности звезды (рис. 4б). На графике хорошо прослеживаются положения двух активных долгот, отстоящих друг от друга примерно на 180° (мы будем называть соответствующие этим долготам активные области А и В), а также явления переключения их положений.

Напомним, что в нашем анализе мы приняли значение периода вращения звезды равным 1.18 дней (как "средний фотометрический" период). При этом периоде положения обеих активных областей претерпевают заметные миграции. Согласно нашим вычислениям, область А не остается неподвижной, а смещается — в первую половину наблюдений в направлении вращения звезды в среднем на величину 4.8°/сут, а во вторую половину — против вращения на величину 3.68°/сут. Эта область является наиболее активной в период рассматриваемых нами наблюдений. Из полученных 91 оценки положений этой области то

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком