научная статья по теме ДОЛГОВРЕМЕННАЯ ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ BH VIR И WY CNC Астрономия

Текст научной статьи на тему «ДОЛГОВРЕМЕННАЯ ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ ЗАТМЕННЫХ СИСТЕМ BH VIR И WY CNC»

УДК 524.386-13-56

ДОЛГОВРЕМЕННАЯ ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ ЗАТМЕННЫХ

СИСТЕМ BH Vir И WY Cnc

© 2007 г. А. В. Кожевникова1, И. Ю. Алексеев2, П. А. Хекерт3, В. П. Кожевников4

1Астрономическая обсерватория Уральского государственного университета,

Екатеринбург, Россия

2Крымская астрофизическая обсерватория, п. Научный Автономной Республики Крым, Украина 3Университет штата Западная Каролина, Каллоуи, США 4Астрономическая обсерватория Уральского государственного университета, Екатеринбург, Россия

Поступила в редакцию 04.04.2007 г.; принята в печать 05.04.2007 г.

Представлены результаты многоцветных фотометрических наблюдений двух запятненных короткопе-риодических систем поздних спектральных классов типа RS CVn: BH Vir и WY Cnc. Определены параметры компонентов систем: массы, радиусы, светимости. Впервые зарегистрирована мощная вспышка в системе WY Cnc и прослежены предвспышечные изменения активности системы. В рамках зональной модели запятненности проведен анализ собственных наблюдений и всех имеющихся в литературе данных, охватывающих временной интервал 40 лет. Показано, что во все эпохи пятна занимали околоэкваториальные и среднеширотные области, максимальная площадь запятненности достигала 29% поверхности у BH Vir и 21% — у WY Cnc. Разности температур между спокойной фотосферой и пятнами составляли 2300 K(BH Vir) и 1800 K(WY Cnc). Обнаруженные долговременные изменения блеска BH Vir позволяют предположить цикличность активности с вероятным периодом 22 года. Показано, что в обеих системах пятна группируются на двух выделенных долготах, разделенных приблизительно на половину орбитального периода, причем в BH Vir эти долготы в течение 40 лет были фиксированы (0° и 184°), а в WY Cnc наблюдался дрейф долгот по направлению вращения звезды со скоростью 3.8°/год, что может указывать на цикличность миграции активных долгот с периодом 47 лет.

PACS: 97.80.Hn, 97.10.Qh, 95.85.Kr

1. ВВЕДЕНИЕ

Тесные двойные системы BH Vir и WY Cnc при-

надлежат к подгруппе короткопериодических си-

стем типа RS CVn. Эти системы состоят из быст-ровращающихся карликовых компонентов поздних спектральных классов околосолнечных масс и размеров и показывают активность, аналогичную солнечной (эмиссия в линиях H и K Call, запят-ненность поверхности), но выраженную в большей степени [1]. Согласно современным представлениям, активность таких систем должна определяться не только конвекцией и темпом вращения, но и приливными эффектами в тесных двойных системах [2], поэтому исследование особенностей их активности представляет интерес с точки зрения развития теории звездного магнетизма. До сих пор мы не имеем ответа на множество вопросов, касающихся эволюции звездных пятен, их широтного и долготного распределения, циклов активности и корреляции запятненности с другими индикаторами активности.

BH Vir(F8V + G5V) — затменная тесная разделенная система типа RS CVn, состоящая из звезд главной последовательности околосолнечных масс с орбитальным периодом 0.82 сут [3]. Первые наблюдения Китамуры и др. [4] в 1957 г., а также Коха

[5] обнаружили эмиссию в дублете H и K CaII и показали, что кривые блеска BH Vir изменяются как от ночи к ночи, так и от сезона к сезону. Хоффман

[6] впервые обнаружил асимметричность главного минимума и переменность глубин обоих минимумов в течение нескольких дней. Несмотря на изменения кривой блеска, орбитальный период BH Vir не показывает изменений [7, 8]. Дальнейшие спектральные наблюдения обнаружили сильное излучение внешних атмосфер компонентов. Так, Баддинг и др. [9] отметили излучение верхней хромосферы в линиях h и k MgII; а Лазаро и Аревало [10] и Кюркчиева и др. [7] отметили переменную Ha-эмиссию у обоих компонентов, Абт [11] отметил отсутствие характерной эмиссии в дублете H и K CaII. Анализ запятненности, проведенный Зеликом

Таблица 1. Звезды сравнения и контрольные звезды

Звезда Звезда сравнения V U - B B - V V - R V -1 Sp Ссылка

BH Vir BD-0°2770 10.395m 0.0m 0.62m 0.53m 0.90m G0V [24]

BD-1°2868 9.61 0.40 F8V

WY Cnc HD 77173 8.31 —0.04 0.29 0.27 0.41 F0IV [21]

BD + 26° 1883 9.35 1.39 0.96 1.72 K7

и др. [12] в модели двух круглых пятен, показал, что пятна находятся на широтах 16°—45° и группируются в двух областях на выделенных активных долготах 90° и 270°, в то время как Ксианг и др. [13] активных долгот не обнаружили, и пятна, по их оценкам, были расположены на более высоких широтах — около 80°.

WY Cnc (G5V + M2V) — затменная система c периодом 0.83 сут, также относящаяся к классу короткопериодических систем типа RS CVn. Эффект ее запятненности обнаружили Чамблисс [14] и Сарма [15]. Ряд авторов говорят о циклической активности звезды, приводя при этом различные длительности цикла: от 5.5 лет у Оливера [16] до 50 лет у Вивекананда Рао и др [17]. Зелик и др. [18] отметили концентрацию пятен к двум активным долготам. Спектральные наблюдения Аревало и Лазаро [19] позволили обнаружить эмиссионный избыток в линиях Ha, Hß и в инфракрасном триплете CaII на всех орбитальных фазах. Ультрафиолетовые наблюдения [9] показали наличие более сильной, чем у Солнца, эмиссии в линиях h и k MgII, в то время как рентгеновское излучение звезды довольно слабое (LX = 3.7 х 1031 эрг/с) [20].

В настоящей работе рассматривается долговременная пятенная активность короткопериоди-ческих систем BH Vir и WY Cnc на основе полученных нами в 2003—2006 гг. длительных (241 ч) рядов многоцветных UB VRI-фотометрических наблюдений, а также всех опубликованных данных, охватывающих временной интервал 40 лет.

2. НАБЛЮДЕНИЯ

Наблюдения системы BH Vir проводились в Крымской астрофизической обсерватории на 1.25-м телескопе АЗТ-11 с фотометром Пииролы в полосах UBVRI системы Джонсона в течение 8 ночей в июне 2003 г. и 6 ночей в апреле—мае 2004 г. Кроме того, звезда наблюдалась регулярно с 1993 по 2004 гг. в обсерватории Маунт-Лагуна Университета Сан-Диего на 61-см телескопе с од-ноканальным фотометром в стандартных полосах

BV(RI)c (кривые блеска по 2003 г. опубликованы в [7]).

Наблюдения системы WY Cnc проводились в трех обсерваториях: в течение 4 ночей в январе-феврале 2005 г. и 4 ночей в феврале 2006 г. — на 70-см телескопе Коуровской астрономической обсерватории Уральского государственного университета с многоканальным (две звезды и фон) BVR-фотометром, в течение 7 ночей в январе-феврале 2006 г. — в Крымской астрофизической обсерватории, с 1988 г. по январь 2006 г. — на обсерватории Маунт-Лагуна (кривые блеска по 2003 г. опубликованы в [21]).

Описание методик наблюдений и обработки приводится в работах [21—23]. Данные о звездах сравнения и контрольных звездах приведены в табл. 1. Ошибки наблюдений в среднем составили не более 0.01m. При сравнении наблюдений, полученных в различных обсерваториях, все данные были приведены к одной системе с использованием наблюдений на перекрывающихся временных интервалах в январе и феврале 2006 г. [23].

2.1. Кривые блеска BH Vir. Распределение пятен по долготе

Орбитальные фазы наблюдательных точек BH Vir были вычислены с помощью эфемериды, приведенной Скалтрити и др. [24]:

JD = 2438107.1189 + 0.8168708E.

Полученные кривые блеска приведены на рис. 1. На кривых блеска во все сезоны заметны внеза-тменные вариации яркости звезды (возмущающая волна, т.е. вращательная модуляция блеска), которые вызываются темными холодными пятнами на звездной фотосфере. Эта возмущающая волна показывает изменения от сезона к сезону, как по амплитуде, так и по фазе, что может быть связано с вариациями площадей и локализации звездных пятен. Наблюдательная возмущающая волна была представлена в виде двух первых гармоник ряда Фурье. Такая аппроксимация хорошо описывает вращательную модуляцию блеска и показывает, что в различные наблюдательные сезоны на кривых

9.4 9.6 9.8 10.0 10.2 10.4 10.6

BH Vir, 2003

f ! i

*

KpAO: • 08.06 v 09.06 * 10.06 □ 11.06

%

У

t ;

« ■

• *

t t

13.06

* 15.06 16.06

о 17.06

♦ Маунт-Лагуна

10.8 1 1 | I о.ич—! !

0

0.2 U-B 1 1 1 1 1 1 1

0.4 B-V

0.6 1 1 1 1 >* т-------- i i i

0.4 V-R

0.6 1 1 1 1 1 1 1

0.8 V-I А

1.0 1 1 1 1 i i i

(а) 9.4

9.6

9.8

10.0

10.2

10.4

10.6

10.8 0

0.2 0.4

0.6

0.4 0.6 0.8 1.0

BH Vir, 2004

KpAO: о 07.04 25.04 29.04 30.04

_i_L_

04.05 07.05

Маунт-Лагуна 10.05-27.05 _i_i_i

v-V

V

U-B

B-V

_ V-R

_ V-I

-0.2 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0

1.2 -0.2 Фаза

0.2 0.4 0.6 0.8

1.0 1.2

Рис. 1. (a) — Кривые блеска и показателей цвета BH Vir в 2003 и 2004 гг. по данным КрАО и обсерватории Маунт-Лагуна. Линиями обозначены аппроксимации внезатменных изменений блеска звезды: пунктирная линия — апрель 2003 г., сплошная линия — июнь 2003 г., апрель и май 2004 г. (б) — Кривые блеска BH Vir в 1993—2002 гг. по данным обсерватории Маунт-Лагуна. Сплошная линия — аппроксимация вращательной модуляции блеска.

V

V

0

блеска мы можем выделить один или реже два минимума внезатменного блеска, которые соответствуют двум активным долготам (выделенным областям по долготе, на которых группируются пятна). Считается, что пятна расположены, в основном, на главном компоненте [7, 12]. Поскольку система BH Vir является синхронизированной, то долготы на главном компоненте жестко определяются фазами затмений.

В каждый сезон одна из долгот характеризуется более глубоким минимумом (доминирующая долгота), чем другая (вторичная долгота), либо вторая долгота вообще не проявляется. На рис. 2 показан временной ход доминирующей (0i) и вторичной (в2) долгот запятненных областей, вычисленных как по оригинальным данным, так и по имеющимся в литературе наблюдениям (за 22 эпохи с

1963 по 2004 гг.). Значения долгот, выраженных в орбитальных фазах, приведены далее в табл. 5. Темными кружками показаны доминирующие долготы, светлыми — вторичные. Из рисунка видно, что в течение 41 года пятна концентрировались к двум активным долготам, находящимся на линии, соединяющей центры компонент. Средняя долгота запятненных областей на "лицевой" стороне (полусфера, обращенная к звезде-компаньону) соответствует орбитальной фазе 0 ± 0.02 (0о ± 7°), а на "обратной" стороне — фазе 0.51 ± 0.03 (184° ± ± 1

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