ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 40, № 10, с. 694-705
УДК 524.3-13
ИСТОРИЯ АКТИВНОСТИ ПЯТНИСТОЙ ВРАЩАЮЩЕЙСЯ ЗВЕЗДЫ
Н11 296 В ПЛЕЯДАХ
© 2014 г. А. К. Магницкий*
Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова Поступила в редакцию 26.05.2014 г.
Представлены наблюдения пятнистой вращающейся звезды спектрального класса G8V — члена скопления Плеяды Ш! 296. В течение нескольких лет звезда показывала устойчивые периодические изменения блеска. Видимый период осевого вращения звезды в наших наблюдениях составлял 2.53 и 2.58 дня. От года к году изменялась форма и амплитуда кривой блеска. В процессе наблюдательного мониторинга с сентября по ноябрь 2012 г. было зарегистрировано почти полное отсутствие изменений блеска в сентябре. В октябре и ноябре 2012 г. наблюдалось быстрое, в течение нескольких недель, и многократное увеличение амплитуды переменности блеска. Изменение периода вращения, амплитуды и формы кривой блеска свидетельствуют об интенсивном взаимном перемещении пятен по широте и долготе.
Ключевые слова: Плеяды, пятнистые звезды, вращение, активность.
DOI: 10.7868/S0320010814100052
ВВЕДЕНИЕ
Звезда HII296 (Гершпрунг, 1947), член скопления Плеяды (Джонсон, 1958), переменность блеска которой обусловлена модуляцией света при осевом вращении звезды с неравномерной поверхностной яркостью. Пятнистые звезды, имеющие такой механизм изменения блеска, также называют звездами типа BY Dra. Впервые такую переменность блеска измерил и объяснил Чугайнов (1966). Началом исследований этого типа переменности также было сделано Чугайновым (1973, 1974, 1976б, 1977а, б). Чугайновым же (1976а) была предсказана возможность существования этого вида переменности у звезд солнечного типа с массой Солнца.
Звезда HII 296 выделяется рядом свойств среди звезд членов скопления Плеяды. Вилсон (1963) обнаружил, что среди звезд G и ранних K классов HII 296 отличается высокой хромосферной эмиссией в линиях H и K кальция. Дункан и Джонс (1983) обнаружили, что среди звезд G и K спектральных классов в Плеядах HII 296 — самая богатая литием звезда, и имеет высокую хромосферную эмиссию в линиях H и K кальция. Роуз (1984) в своих спектральных наблюдениях обращает внимание индивидуально на HII296, как имеющую большую эмиссию в H и K линиях Ca. Из наблюдений Стауффера и др. (1984) следует, что HII 296
Электронный адрес: magnit-47@ya.ru
среди G-звезд в Плеядах имеет достаточно высокую скорость осевого вращения, определенную как 17 км/с. Рентгеновские наблюдения Каиллаулта и Хелфенда (1985) также выделяют звезду HII 296 как имеющую высокое излучение. В ноябре 1985 г. звезду HII 296 наблюдали Стауффер и Харманн (1987) и по 11 отсчетам установили факт переменности блеска в пределах 11.46™—11.53™, они же дали новое значение скорости осевого вращения HII 296, равное 15 км/с. Перечисленные свойства HII 296 послужили причиной выбора этой звезды для проведения наблюдений в 1986 г. с помощью синхронного двухзвездного UBVR-фотометра. В результате наблюдений была получена уверенная кривая блеска HII296 (V966 Tau) с амплитудой 0.11™ и периодом 2.53 дня (Магницкий, 1987а).
В последующие годы данные о звезде уточнялись и дополнялись. Кайрел с коллегами (1988), основываясь на спектральных наблюдениях, указывают на высокое содержание железа у HII 296. Программы рентгеновских наблюдений ROSAT (Шмитт и др., 1993; Майсела и др., 1996) подтвердили повышенное рентгеновское излучение HII 296. Содерблом и др. (1993а,б) расширили число анализируемых спектральных линий у звезд в Плеядах, нормировали их по ряду показателей, а также расширили и сам список исследуемых звезд. С учетом весьма неравномерного покраснения в Плеядах (Стауффер, Хартманн,1987) звезда
Таблица
Год наблюдений Место наблюдений Телескоп Аппаратура Размер пикселя, угл. сек Поле, угл. мин
1986 Узбекистан, г. Китаб АЗТ-14 Зеркало 480 мм Синхронный двухзвездный IIВУН ФЭ У-фотометр - 30
2009 Узбекистан, Майданакская обсерватория Цейс-600 Зеркало 600 мм Матрица БВЮ ОТ-402МЕ 765 х 510 9 мкм/пиксель 0.25 3.1 х 3.1
2010 Узбекистан, Майданакская обсерватория Цейс-600 Зеркало 600 мм Матрица РЫ 1024 х 1027 15 мкм/пиксель 0.41 6.5 х 6.5
2012 Узбекистан, Майданакская обсерватория Цейс-600 Зеркало 600 мм Матрица РЫ 1024 х 1024 24 мкм/пиксель 0.67 11.4 х 11.4
HII 296, член скопления Плеяды (Джонсон, 1958), по данным Содерблома и др. (1993а,б) имеет следующие характеристики. Спектральный класс G8V, показатель цвета B—V = 0.8т, эффективная температура Teff = 5180° K, проекция скорости осевого вращения V sin i = 15 км/с. И, наконец, не обошли вниманием HII 296 в наблюдениях на 10-м Keck телескопе. Среди измеренных 16 звезд в Плеядах, преимущественно спектрального класса G, HII 296 выделяется повышенным содержанием лития и железа (Вилден и др., 2002).
Содерблом и др. (19936) отмечают, что в Плеядах, в отличие, например, от Гиад звезды одного спектрального класса имеют большой разброс свойств активности. Но и некоторые конкретные звезды с течением времени существенно меняют эти свойства. Например, звезда HII 1136 (G8V, V sin i = 80 км/с) в разные годы имела сильно различающиеся спектры. У самой быстровращаю-щейся звезды HII1883 (K2V, 140 км/с) обнаружен многолетний цикл активности, аналогичный двенадцатилетнему циклу Солнца, который выражался в изменениях амплитуды кривой блеска (Содерблом и др., 1993б; Кларк, 2004).
А вот амплитуда HII 296 осенью 2012 г. увеличилась в несколько раз почти внезапно — в течение нескольких недель. О наблюдениях этой необычной, на наш взгляд, звезды наше повествование.
НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения в разные годы проводились с аппаратурой, указанной в таблице.
На рис. 1, 2 и 3 представлены наблюдения звезды Н11 296 в фильтре V последовательно в сентябре, октябре и ноябре 2012 г. По наблюдениям октября и ноября 2012 г. нами был определен период изменений блеска, соответствующий осевому вращению звезды, равный 2.58 дня. С этим же периодом свернуты наблюдения сентября 2012 г.
За каждой точкой на графике кроется несколько фотографических фреймов. Кроме непосредствен -но фрейма звездного поля, в вычислении каждого конкретного фотометрического измерения использовались фреймы для учета темновых и байсовых характеристик астрономической матрицы. Для калибровки поля матрицы использовались фреймы равномерной засветки в утреннее и вечернее время. Непосредственно фотометрические фреймы дробились на несколько фреймов, поскольку в поле могли находиться звезды разного уровня блеска. Более яркие звезды быстро заполняют пиксели матрицы, тем самым ограничивая время экспозиции. Слабые же звезды не набирают необходимого числа импульсов для обеспечения достаточной статистической точности. Другими словами, такая методика позволила увеличить динамический диапазон фотометрии и учесть спорадические появления космических частиц и несовершенство астрономической матрицы, имеющей бракованные пиксели. В обработке наблюдений использовались также фреймы с измерениями фотометрических стандартов на разных воздушных массах. Эти измерения позволили учесть дифференциальные различия прозрачности на больших воздушных массах по обе стороны от меридиана, а также привести наблюдения к стандартной фотометрической системе. На панели каждого рисунка указано число точек на отрезке фазы от 0 до 1, которое может
-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-Г-
11.46 11.48 11.50 11.52 11.54 11.56
+
$
= Ф
+ +
+
+
& ** 4
Ф++
1 <
♦ + ++
+
+ _
++
+ + + -+
+
0.2
0.4
0.6
0.8 1.0
Фаза
1.2
1.4
1.6
1.8
Рис. 1. ИП 296 в фильтре V в сентябре 2012 г; 149 точек построены с периодом 2.58 дня.
11.42 Р
0.8 1.0
Фаза
Рис. 2. И!! 296 в фильтре V в октябре 2012 г.; 246 точек построены с периодом 2.58 дня.
составлять несколько сотен. Поэтому в некоторых случаях точки на графиках могут размещаться настолько близко, что становятся неразличимыми, т.е. будут выглядеть как одно значение. Однако при определении усредненной кривой с помощью фурье-аппроксимации вес таких точек будет безусловно учтен. Аналогичным образом построены все последующие графики.
На рис. 1 мы не увидим каких-либо перио-
дических изменений блеска в фильтре V. Фурье-аппроксимация дает усредненную кривую с амплитудой около 0.007ш, что примерно соответствует фотометрической точности наблюдений. В октябре 2012 г. (рис. 2) амплитуда переменности в фильтре V составила 0.03ш, а в ноябре достигла 0.07ш (рис. 3).
В фильтрах В наблюдалась аналогичная картина. В сентябре не обнаруживались очевидные
0.8 1.0 Фаза
Рис. 3. Н11 296 в фильтре V в ноябре 2012 г.; 262 точки построены с периодом 2.58 дня.
периодические изменения блеска с периодом 2.58 дня. Фурье-аппроксимация по 150 точкам наблюдений, однако, дала амплитуду 0.015ш. В октябре амплитуда составила 0.04ш, а в ноябре достигла 0.06ш.
Наблюдения Н11 296 в фильтре I в сентябре 2012 г. не обнаружили значимых периодических изменений блеска. А уже в октябре амплитуда составила 0.03ш, а в ноябре 2012 г. — 0.055ш.
Отсюда мы получаем количественную оценку явления, свидетелем которого нам посчастливилось стать. За 6—7 недель в фильтре В амплитуда периодических колебаний блеска, обусловленных вращением звезды с неравномерной поверхностной яркостью, увеличилась в 4 раза, а в фильтре V в 10 раз. Не за 6—7 лет, как мы привыкли оценивать циклы активности пятнистых звезд солнечного типа (Мессина, Гюнан, 2003), а за 6—7 недель!
С увеличением амплитуды колебаний блеска в период с сентября по ноябрь 2012 г. происходило незначительное увеличение среднего блеска звезды Н11 296 во всех фильтрах, особенно заметное в фильтре В. Так, в фильтре I среднее значение составило в сентябре, октябре и ноябре соответственно 10.590™, 10.584™ и 10.584™; в фильтре V соответственно 11.512™, 11.501™ и 11.489™, а в фильтре В — 12.335™, 12.325™ и 12.316™.
Насыщенный наблюдательный мониторинг звезды Н11 296, как видим, дал возможность
уверенно определять период осевого вращения и строить кривые блеска с амплитудами в несколько сотых звездной величины. Обилие полученных фре
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.