АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2011, том 88, № 12, с. 1217-1225
УДК 524.316-56
ЭВОЛЮЦИЯ АКТИВНОСТИ СОЛНЕЧНОГО ТИПА МАЛОМАССИВНЫХ ЗВЕЗД
© 2011 г. М. М. Кацова1*, М. А. Лившиц2
1Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга МГУ им. М.В. Ломоносова, Москва, Россия 2Учреждение Российской академии наук Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова, Троицк Московской обл., Россия Поступила в редакцию 02.06.2011 г.; принята в печать 15.06.2011 г.
Проведен анализ данных о хромосферной активности, полученных в рамках программ поиска планет вне солнечной системы (экзопланет). Использованы наблюдения 1334 звезд, которые показали, что хромосферная активность Солнца безусловно выше, чем у подавляющего большинства звезд солнечной окрестности. При сопоставлении хромосферной и корональной активности обнаружена значимая группа звезд с невысокой хромосферной активностью, корональное излучение которых заключено в широких пределах. Имеются основания полагать, что в процессе торможения хромо-сферная и корональная активность одной группы звезд ослабевают одновременно, тогда как в другой группе звезд хромосферная активность уменьшается вплоть до солнечного уровня, а короны остаются намного мощнее, чем у Солнца. Обсуждены особенности циклической активности Солнца. Это позволяет связать различие в поведении активности с разной толщиной конвективной зоны у звезд, спектральный класс которых более ранний и более поздний, чем 06. Сформулированы аргументы в пользу двухуровневого динамо и различной роли крупномасштабных и локальных магнитных полей в формировании и эволюции активности. Показано, что оценка возраста по уровню активности (гирохронология) должна проводиться различным образом для выделенных двух групп звезд.
1. ВВЕДЕНИЕ
Эволюция звезд является классической проблемой астрофизики. Внутреннее строение звезды меняется во времени вследствие гравитационного сжатия и ядерных реакций, начинающихся затем в ее центральных областях. На некоторой стадии эволюции звезды у нее формируется поверхностная конвективная зона. Турбулентная конвекция и вращение приводят в развитию процесса генерации и усиления магнитных полей. В атмосфере звезды формируется совокупность явлений, подобных наблюдаемым на Солнце. Сейчас накоплен ряд данных, которые позволяют представить характер активности на разных стадиях эволюции звезды.
Процессы типа солнечной активности наблюдаются уже на большом количестве звезд поздних спектральных классов: среди них молодые звезды типа T Tau, F-, G-, K- и M-звезды разной светимости, одиночные и двойные звезды типа BY Dra и RS CVn. Далее будут рассмотрены одиночные поздние карлики солнечной окрестности и рассеянных скоплений нашей Галактики.
E-mail: maliv@mail.ru
Изменение характеристик активности во времени — эволюция активности — стало изучаться только в последние полвека. Основой изучения долговременных изменений хромосферной активности стал НК-проект, направленный на выявление циклической активности звезд в окрестностях Солнца. Существенный вклад в проблему внесли рентгеновские наблюдения поздних звезд.
Уже первые результаты изучения звездной активности показали, что ее уровень определяется скоростью осевого вращения звезды. Это означает, что основным фактором, определяющим эволюцию активности, является потеря углового момента количества вращательного движения. Недавно удалось определить период вращения звезд на стадии гравитационного сжатия непосредственно из наблюдений вращательной модуляции непрерывного оптического излучения объектов в областях звездообразования. Получено, что периоды вращения молодых звезд с массами от 0.8 до 1.2М© меняются от 7 сут до примерно 1 дня при изменении возраста от 1 до 70 млн. лет [1, рис. 7]. Последующее торможение происходит на значительно больших характерных временах в миллиарды лет.
Первый этап изучения эволюции солнечной активности был детально описан в монографии Герш-
берга [2]. Наиболее известным является закон Ску-манича [3], определившим, что период вращения звезды на стадии торможения Prot пропорционален возрасту в степени 1 /2. В последнее время в рамках проектов "The Sun-in-Time", "The Living with a Red Dwarf" [4, 5] эта зависимость изучена более детально. Выбрано примерно по 10 звезд G-, K-и M-спектральных классов, и отдельно для каждого спектрального класса получено соответствующее выражение. Например, для K-звезд Prot = = 13.25t0'57, где период вращения выражен в днях, а возраст — в млрд. лет [5]. Для возраста Солнца в среднем получаются периоды, равные 25, 31.2 и примерно 100 дням для G-, K- и M-звезд соответственно. Анализ этих результатов лишь подтверждает закон Скуманича, не приводя к серьезному его изменению.
Более детальный анализ зависимости уровня активности от возраста выполнен в работе [6], где по двух зависимостям "активность—вращение" и "вращение—возраст" предлагается оценивать возраст звезды с данным показателем цвета по уровню ее хромосферной активности. Авторы ввели удачный термин "гирохронология" (gyrochronology) и использовали значительно больший массив данных о звездной активности. Такой подход оказался плодотворным, поскольку дает возможность по одному параметру — индексу хромосферной активности — находить возраст звезды данного спектрального класса (для карликов — фактически данной массы). Одним параметром удалось обойтись благодаря найденной корреляции между индексами хромо-сферной и корональной активности. Однако сопоставление статистических закономерностей, выведенных по различным по объему массивам данных, может привести к неверным физическим выводам. Действительно, приведенные выше закономерности "вращение—возраст" для десятков G-, K- и M-звезд близки между собой. В то же время зависимость "активность—вращение" выводится по нескольким сотням звезд. Совместное рассмотрение этих двух корреляций значительно ослабляет надежность окончательного вывода о возможности применения "однопараметрической гирохроноло-гии".
Вообще говоря, уровень активности главным образом определяется скоростью осевого вращения. Однако нет никаких оснований полагать, что эти зависимости идентичны для индексов активности различных слоев внешней атмосферы. В частности, описание связи между индексами хро-мосферной и корональной активностью линейной регрессией требует дополнительного изучения. Эта проблема будет исследована ниже.
Выполняемые в настоящее время программы поиска планет вне солнечной системы, помимо основной задачи, позволяют получать информацию
о вращении поздних звезд и уровне их активности. Для нескольких тысяч звезд спектральных классов от F до M определен индекс хромосферной активности S, аналогичный определяемому при выполнении НК-проекта. Начатый О. Вилсоном в 1966 г. на обсерватории Маунт Вилсон НК-проект впоследствии продолжался на нескольких обсерваториях, и новые величины S приводились к единой системе. Этот индекс S представляет собой отношение потоков излучения в центрах линий Н
и К ионизованного кальция 3933.66 и 3968.47 A, соответственно, к потоку излучения в близлежащем континууме 4001 A и 3901 A. Ширина полосы в линиях составляла 1 A, в континууме — 20 A. Индекс S учитывает вклад как хромосфер-ного, так и фотосферного излучения. Позже, для исключения компоненты фотосферного излучения вместо индекса S была введена величина RHK — поток излучения звезды в обеих эмиссионных линиях кальция, нормированный на болометрическую светимость[7](подробнее о переходе от индекса S к индексу R'Hк см. [8]). Это преобразование хорошо прокалибровано только для показателей цвета в диапазоне 0.44 < B — V < 0.9, тогда как для более красных звезд такая калибровка становится более неопределенной.
Таким образом, индекс хромосферной активности R'Hк определяется только для F-, G - и K-звезд, и он не может быть оценен для М-звезд в силу их слабого ультрафиолетового континуума. К настоящему времени имеется свыше 1300 звезд с надежно определенным индексом RHk Этот массив данных позволяет на качественно новом уровне изучить вопрос о том, какое место занимает солнечная активность среди процессов на других поздних звездах, и проследить ее эволюцию, начиная с возраста 500 млн. лет до 10 млрд. лет. Рассматривая эти данные вместе с современными наблюдениями в мягком рентгеновском диапазоне, мы проанализируем соотношение между уровнями активности в хромосфере и короне. В заключение обсуждаются следствия из анализа этого существенно большего по объему материала для понимания процессов активности солнечного типа на поздних звездах различного возраста.
2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Работа основана на данных о хромосферной активности, полученных в рамках выполнения программ поиска планет вне солнечной системы. Обзор северного неба выполнен по проекту "California and Carnegie Planet Search Program" в течении 6 лет на обсерватории Keck на Гавайских островах.
Эшеле-спектрометр HIRES 10-м телескопа работал в области 3850—6200 A с разрешением 67 000. Высокое отношение сигнала к шуму позволяло надежно регистрировать потоки в области линий Н и К не только для F-, G - и K-звезд, но также и для красных М-карликов [8].
Для звезд южного неба в конце 2002 г. начат проект "The Magellan Planet Search Program" на 6.5-м телескопе обсерватории Las Campanas в Чили. На телескопе Magellan II установлен эшелле-спектрограф MIKE, работающий в диапазоне 3900—6200 A и имеющий разрешение 70 000 в синей и 50000 в красной области спектра. Первые результаты мониторинга хромосферного излучения нескольких сотен поздних звезд появились недавно [9]. Оба обзора характеризует то, что окончательные результаты наблюдений приведены в единую систему, которая была принята на обсерватории Mt Wilson при выполнении НК-проекта.
При сопоставлении данных об активности поздних звезд в хромосфере и короне использованы результаты наблюдений мягкого рентгеновского излучения. Для большинства звезд использованы измерения ROSAT (см., например, [10, 11]), для нескольких десятков объектов — данные XMM-Newton [12, 13]). В качестве индекса ко-рональной активности использовала
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.