научная статья по теме АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР. КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА М СИСТЕМЫ КЕПЛЕР-32 С ПЯТЬЮ ОБРАЩАЮЩИМИСЯ ВОКРУГ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ ПЛАНЕТАМИ Астрономия

Текст научной статьи на тему «АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР. КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА М СИСТЕМЫ КЕПЛЕР-32 С ПЯТЬЮ ОБРАЩАЮЩИМИСЯ ВОКРУГ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ ПЛАНЕТАМИ»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 90, № 10, с. 826-835

УДК 524.31.082+524.316.7-17-56

АКТИВНОСТЬ ЗВЕЗД ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ КЕПЛЕР. КАРЛИК СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА М СИСТЕМЫ КЕПЛЕР-32 С ПЯТЬЮ ОБРАЩАЮЩИМИСЯ ВОКРУГ ЦЕНТРАЛЬНОЙ ЗВЕЗДЫ ПЛАНЕТАМИ

© 2013 г. И. С. Саванов1*, Е. С. Дмитриенко2

1Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия

2Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия Поступила в редакцию 27.02.2013 г.; принята в печать 04.04.2013 г.

По непрерывным 1141-сут наблюдениям с космическим телескопом Кеплер исследована активность звезды центра планетной системы Кеплер-32. Система Кеплер-32 содержит медленно вращающийся (период вращения составляет 37.8 сут) карлик спектрального класса М с массой в 0.54Mq и 5 обращающихся вокруг центральной звезды планет. Одно из уникальнных свойств системы состоит в ее компактности — размеры орбиты всех 5 планет составляют менее трети размера орбиты Меркурия, при этом ближайшая к звезде планета отстоит от нее всего на 4.3 радиуса звезды. По высокоточным фотометрическим наблюдениям объекта Кеплер-32 проведено изучение поверхностных температурных неоднородностей центральной звезды и прослежена их эволюция. Для анализа было отобрано в совокупности 42 624 единичных измерений блеска за период наблюдений в 1141 сут (3.1 года). Результаты расчета амплитудных спектров мощности для первой и второй половин всего интервала наблюдений Кеплер-32 привели к заключению о существовании заметной переменности фотометрического периода, соответствующей изменениям и эволюции активных областей, лежащих на различных широтах на поверхности звезды. Найдены свидетельства существования на поверхности звезды двух активных областей, отстоящих на 0.42 по фазе. Установлены интервалы времени, в которых происходили смены положений активных областей по долготе ("флип-флопы") продолжительностью порядка 200— 300 сут. Площадь полной запятненной поверхности звезды в среднем составляла около 1% от полной видимой поверхности звезды и менялась в пределах от 0.3% до 1.7% . Выполнено сопоставление полученных результатов для карлика Кеплер-32 с результатами спектрополяриметрического обзора 23 карликов спектрального класса М, включающего как полностью конвективные звезды, так и звезды со слабым радиативным ядром. Для более детального сопоставления выполнено восстановление температурных неоднородностей на поверхности одной из звезд обзора — DS Leo — по данным наземных наблюдений (316 единичных измерений блеска звезды в фильтре V за 7 сезонов наблюдений, проведенных в рамках проекта "All Sky Automated Survey"). Рассмотрены общие свойства активных областей и их эволюция у звезд DS Leo и Кеплер-32. Исследование положений активных областей на поверхности карлика Кеплер-32 не дало указаний на наличие дифференциального вращения этой звезды. Высказано предположение о возможности регистрации магнитного поля у карлика Кеплер-32. Результаты проведенного анализа фотометрических данных для звезды Кеплер-32 сопоставлены также с результатами предыдущих исследований полностью конвективных маломассивных М-карликов GJ 1243 и LHS 6351. Сравнение показывает, что найденные проявления активности карлика Кеплер-32 более соответствуют наблюдаемым проявлениям активности у активных G—K-звезд и М-карликов с массами порядка 0.5Mq, чем у М-карликов с массами от 0.2 до 0.5 Mq.

DOI: 10.7868/S0004629913090065

1. ВВЕДЕНИЕ

Космический телескоп "Кеплер" создал безпре-цедентные возможности, как для открытия и исследования экзопланетных систем, так и для изучения

E-mail: isavanov@inasan.ru

по высокоточным фотометрическим наблюдениям активности звезд, обладющих планетными системами. Открытая в [1] система Кеплер-32 содержит карлик спектрального класса М массой порядка 0.54М© и (с высокой степенью вероятности обнаружения) 5 обращающихся вокруг центральной

звезды планет. Одно из уникальнных свойств системы — ее компактность. Размеры орбиты всех 5 планет составляют менее трети размера орбиты Меркурия, и при этом ближайшая к звезде планета находится на расстоянии от нее всего 4.3 радиуса звезды [1]. Авторы работы [1] провели детальное исследование системы Кеплер-32, и мы будем преимущественно использовать данные о центральной звезде системы из этой работы.

Согласно [1], масса звезды составляет 0.54 ± ± 0.02М©, а радиус — 0.53 ± 0.02 радиуса Солнца. Металличность звезды оценивалась различными методами; она лежит в диапазоне величин от 0.04 ± 0.13 до -0.05 ± 0.17. Красный карлик имеет эффективную температуру 3793 ± 80 К [1]. Согласно этому же литературному источнику, расстояние до звезды составляет 303 ± 14 пк, а ее возраст оценивается как превыщающий 2 млрд.лет (2.6 млрд.лет). Периоды обращения 5 планет вокруг красного карлика лежат в диапазоне от 0.74 до 22.78 сут, радиусы их орбит — от 0.013 до 0.128 а.е. Радиусы планет заключены в интервале от 0.81 до 2.7 радиусов Земли, равновесные температуры — от 1100 до 340 К. По оценке [2] красный карлик Кеплер-32 достаточно медленно вращается вокруг своей оси — период вращения составляет 37.8 ± ± 1.2 сут.

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

Мы рассмотрели 11 сетов наблюдений системы Кеплер-32, доступных из архива космического телескопа "Кеплер" (таблица), — они представлены на верхнем графике рис. 1. Обработка данных была аналогична выполненной нами ранее [3, 4]. При этом использовалась последняя версия исправления кривых блеска за инструментальные эффекты, доступная в архиве. Для дальнейшего анализа нами было отобрано в совокупности 42 624 единичных измерений блеска за период наблюдений в 1141.54 сут (3.1 года).

Рассчитанный амплитудный спектр мощности (рис. 1, средний и нижний графики) указал на достаточно сложный характер изменений кривой блеска. Результаты расчета амплитудных спектров мощности для первой и второй половин всего интервала наблюдений Кеплер-32 привели к заключению о существовании заметной переменности периода. На амплитудном спектре мощности для первой половины интервала имеется широкий пик, соответствующий периоду 37.8 дней. Данная величина периода хорошо согласуется с уже упоминавшимся результатом из [2] (37.8 ± 1.2 сут). Для второй половины интервала наблюдений указанный широкий пик расщепляется на несколько пиков различных амплитуд. Два из этих пиков доминируют и на амплитудном спектре мощности,

11 сетов наблюдений системы Кеплер-32, доступных из архива космического телескопа "Кеплер"

№ п/п Название сета

1 кр1г009787239-200916604325711сЛз

2 кр1г009787239-200925916092911с.

3 кр1г009787239-200935015550611с.Шэ

4 кр1г009787239-2010078095331 ПсЛэ

5 кр1г009787239-201017408502611сЛз

6 кр1г009787239-201026512175211сЛз

7 кр1г009787239-201107313325911сЛз

8 кр1г009787239-201117703251211сЛз

9 кр1г009787239-201127111373411сЛз

10 кр1г009787239-201208805472611с.Шэ

И кр1г009787239-201217906330311сЛз

построенном по данным всего наблюдательного массива. При этом пикам соответствуют периоды в 36.4 ± 0.7 и 39.9 ± 1.0 сут. Как мы указывали ранее [5], происхождение каждого из этих пиков может быть связано, например, 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 можем сделать заключение о величине периода вращения звезды. При этом изменения периодов переменности блеска могут соответствовать изменениям и эволюции (появлению и исчезновению) активных областей, лежащих на различных широтах на поверхности звезды.

Принимая во внимание эти обстоятельства, дальнейший анализ фотометрической переменности звезды был выполнен нами со "средним фотометрическим" периодом, составляющим 37.8 дней и совпадающим с установленным в [2] периодом. Отметим, что подобный подход был применен нами ранее при анализе активности звезды НЭ 199178 [5] и карлика спектрального класса К - звезды К1С 8429280 (ТУС 3146-35-1)[6].

Дополнительно отметим, что по результатам анализа амплитудных спектров мощности на временах порядка сотен дней нами были высказаны предположения о существовании периодических изменений блеска с периодами около 540 и 830 сут (нижний график на рис. 1).

Весь наблюдательный материал был разделен на 27 сетов, каждый из которых последовательно

н о о и и а о И о н и К

1.000 -0.995 -0.990 -0.985 -

200

400

600 800 ШБ-2400000

1000

1200

40 50

Период, сут

70

200

400

600

Период, сут

800

1000

Рис. 1. Кривая блеска Кеплер-32 для 24 сетов наблюдений, доступных из архива космического телескопа "Кеплер" (верхний график), и амплитудные спектры мощности для диапазонов периодов 20—70 сут (средний график) и 10— 1100 суток (нижний график). На среднем графике пунктирная и штриховая линии — амплитудные спектры мощности соответственно для первой и второй половин наблюдений, сплошная линия — для всего диапазона (см. текст).

охватывает один период вращения звезды. Поскольку полный единичный сет наблюдений включает в себя в среднем более тысячи фотометрических оценок, то для каждого сета мы провели усреднение фотометрических измерений для 30 равноотстоящих фаз. Неполные сеты (номера 13, 14 и 22) не рассматривались, поскольку они не давали возможности оценить положения активных долгот (см. ниже). В итоге нами были проанализированы данные 24 сетов.

3. ТЕМПЕРАТУРНЫЕ КАРТЫ

Наши предыдущие публикации содержат подробное описание методики анализа [7, 8]. Ниже приводятся лишь основные детали. Каждая из индивидуальных кривых блеска (усредненная для

30 равноотстоящих фаз) была проанализирована с помощью программы ¡РН. Напомним, что эта программа решает обратную задачу восстановления температурных неоднородностей звезды по кривой блеска в двухтемпературном приближении, при котором задаются температуры невозмущенной фотосферы и пятен. Описание и тесты программы были представлены в [7].

Как обычно, при моделировании поверхность звезды была разделена на элементарные площадки размером 6° х 6°. Для каждой площадки были

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