АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2014, том 91, № 7, с. 550-557
УДК 524.316-17-56
О ВОЗМОЖНОСТИ УСТАНОВЛЕНИЯ КАНДИДАТОВ В ЗВЕЗДЫ ТИПА FK COM ПО НАБЛЮДЕНИЯМ С КОСМИЧЕСКИМ ТЕЛЕСКОПОМ "КЕПЛЕР"
© 2014 г. В. Б. Пузин1*, И. С. Саванов1, Е. С. Дмитриенко2
1 Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия
2 Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия
Поступила в редакцию 20.12.2013 г.; принята в печать 23.12.2013 г.
По высокоточным фотометрическим наблюдениям с космическим телескопом "Кеплер" проведено установление кандидатов в звезды типа FK Com, образующие крайне малочисленный класс одиночных быстровращающихся хромосферно-активных звезд спектральных классов G—K. По имеющимся литературным данным для более чем 40 000 звезд, для которых имеются наблюдения с космическим телескопом "Кеплер" в течение временно го интервала Q3, выбраны 4 звезды, параметры которых соответствуют звездам типа FK Com (по температурному диапазону, ускорению силы тяжести и периоду вращения). Кроме того, эти звезды имеют значительную амплитуду переменности блеска, что должно свидетельствовать о заметной запятненности их поверхности. Проведены определения периодов вращения и выполнены оценки параметра дифференциального вращения этих объектов. Найдены положения доминирующей активной области (долготы) на поверхности исследуемых звезд. Установлено, что для всех объектов положения активной долготы не являются постоянными, а смещаются по поверхности звезды с течением времени. В целом характер перемещений положений активных областей совпадает с установленным ранее для FK Com и HD 199178. Перемещения характеризуются как монотонными сдвигами на промежутках времени порядка сотен дней, так и сменами положения на величину порядка 180° ("флип-флопами") и фазовыми сдвигами на величины менее 0.4 по фазе. За рассматриваемый интервал наблюдений число смен положений наиболее активной долготы для изучаемых звезд различается от одного для KIC 11862915 до 7 для KIC 5785906 (для этой звезды еще зарегистрировано 5 фазовых сдвигов). Характерное время смен положений активных долгот лежит в интервале от 1500 сут (порядка 4 лет) до 200 сут (0.54 года), что сопоставимо с приводимыми для FK Com интервалами между флип-флопами (от 0.8 до 4.4 лет). По изучению амплитудного спектра переменности величин амплитуд колебаний блеска для каждого сета, охватывающего один период вращения, выполнены оценки длительности цикла активности. Показано, что фотометрическая переменность рассматриваемых звезд на различных шкалах времени — от периода вращения (указывающая на наличие температурных неоднородностей поверхности) до циклов активности в несколько лет — подобны обнаруженным для FK Com и звезд этого типа. Указывается на необходимость проведения спектральных наблюдений предполагаемых кандидатов для установления их одиночного характера (отсутствия двойственности), наличия эмиссионных линий хромосферного происхождения, оценок содержания лития и установления скоростей вращения по профилям спектральных линий.
DOI: 10.7868/S000462991407007X
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезда FK Comae Berenices (HD 117555; далее — FK Com) является прототипом одиночных быстровращающихся хромосферно-активных звезд спектральных классов G—K. Число звезд данного редкого вида крайне мало [1]. Кроме самого прототипа FK Com, в их число входят ET
E-mail: savanov@inasan.ru
Dra (BD+70959) и HD 199178. Звезда UZ Lib была исключена из объектов, принадлежащих к этому типу. Сама FK Com является очень активной звездой позднего спектрального класса, которая интенсивно изучается в ходе наземных фотометрических и спектральных наблюдений, а также многочисленных космических ультрафиолетовых и гамма-наблюдений (см. о них подробнее в [2, 3]). Основные свойства FK Com можно также найти
Таблица 1. Основные данные об исследуемых объектах
KIC Pi, сут APi, сут Р2, сут ДР2, сут Teff, К lg 5 R/RQ AI
2996903 1.7333 0.0008 1.7590 0.0015 4809 3.60 4.29 0.96
4646159 3.2722 0.0021 3.1450 0.0033 5042 3.61 6.48 0.88
5785906 7.7395 0.0092 8.2795 0.0167 4751 3.66 7.35 0.95
11862915 2.3269 0.0015 2.3862 0.0030 4831 3.66 11.41 0.89
в [4] и в серии статей Х. Корхонен (H. Korhonen) с соавторами, цитируемых в [3] — ниже они приводятся согласно данным этих литературных источников.
Спектральный класс FK Com оценивается как G5III, проекция скорости вращения звезды на луч зрения составляет 159 км/с. Фотометрический период вращения FK Com составляет 2.4 сут. Анализ фотометрических наблюдений [4] выявил явление эффекта смены положения доминирующей активной области ("флип-флопа") на поверхности звезды по долготе на величину порядка 180°. Анализ доплеровских карт и фотометрических данных позволил установить, что вращение поверхности FK Com является дифференциальным (коэффициент дифференциального вращения по разным оценкам составляет 0.012—0.03). Циклы активности FK Com лежат в интервале времени от 4.5 до 6.1 лет.
Несмотря на большой интерес к уточнению эволюционного статуса звезд типа FK Com и установлению их возможной связи с переменными типа W UMa, за последние десятилетия не были выявлены другие звезды этого типа. Высокоточные фотометрические наблюдения с космическим телескопом "Кеплер", помимо уникальных возможностей для открытия и исследования экзопланетных систем, предоставили обширнейший наблюдательный материал для изучения активности звезд. Анализируя данные архива космического телескопа "Кеплер", мы сделали попытку выявления кандидатов звезд типа FK Com по исследованию их фотометрической переменности.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
Мы воспользовались опубликованными в [5] результатами определений периодов вращения и фотометрической переменности для более чем 40 000 звезд по наблюдениям телескопа "Кеплер" в течение временного интервала Q3. Для более чем 18000 звезд были получены оценки параметров дифференциального вращения этих объектов. Из данных [5] были выбраны 4 звезды, параметры которых соответствуют параметрам звезд типа FK Com (по температурному диапазону, ускорению
силы тяжести и периоду вращения) и которые имеют значительную амплитуду переменности блеска, что должно свидетельствовать о заметной запятненности их поверхности.
Сведения о рассматриваемых объектах приведены в табл. 1. Для этих объектов мы рассмотрели все имеющиеся данные в архиве космического телескопа "Кеплер" (как правило, 17 интервалов наблюдений). Обработка данных была аналогична выполненной нами ранее в [6—8]. При этом использовалась последняя версия исправления кривых блеска за инструментальные эффекты, доступная в архиве. В среднем для каждой звезды для дальнейшего анализа нами было отобрано в совокупности порядка 64 000 единичных измерений за период наблюдений около 1470 сут (порядка 4 лет). Как и в [6—8], данные для каждого из интервалов наблюдений были нормированы на среднее значение, для каждой звезды все интервалы были объединены в единую кривую блеска. Пример кривой блеска для объекта KIC 2996903 приведен на рис. 1.
3. АНАЛИЗ ПЕРЕМЕННОСТИ БЛЕСКА
Рассчитанные амплитудные спектры мощности, которые представлены на рис. 2 в области, содержащей главный пик, свидетельствуют о достаточно сложном характере изменений кривых блеска звезд. Как мы указывали ранее [9], 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. Подробное обсуждение данной проблемы можно найти также в [5].
Результаты анализа периодограмм представлены в табл. 2. Значения периодов, соответствующих пикам на периодограммах, приведены в порядке
200
1.06
§1.02 g 1.00 ¡3 0.98 S 0.96 0.94
150
350
400
600
800
1000
1200
1400
200
250
300
400
450
500
Время, сут
Рис. 1. Вверху — полная кривая блеска объекта KIC 2996903 на основе данных, доступных из архива космического телескопа "Кеплер". В центре и внизу — фрагменты кривой блеска для интервалов времени в 180 дней.
убывания соответствующих им амплитуд изменений блеска (от Р\ до Р6). Величина погрешности определения периодов лежит в интервале 0.001 — 0.01 сут и сопоставима с установленным в [5] интервале. Период, соответствующий максимальной амплитуде (Р\), интерпретируется нами как период вращения звезды на широте, соответствующей
Таблица 2. Данные о периодах вращения исследуемых объектов
KIC Pi, сут Р>, Сут Р3, сут Р4, сут Р5, сут Рб, сут
2996903 1.7328 1.7385 1.7283 1.7432 - -
4646159 3.2790 3.2105 3.2015 3.2885 3.2195 3.2620
5785906 7.631 7.689 7.853 7.814 7.808 -
11862915 2.3366 - 2.3239 2.3284 - -
расположению наибольшего холодного пятна (активной области).
Значения величины Pi, установленные в нашем исследовании, и значения, приведенные в [5], достаточно хорошо согласуются между собой. В ряде случаев возможная причина различий, вероятно, связана с тем, что в [5] эта величина определялась лишь по одному сету наблюдений, тогда как мы использовали возможно полный набор данных. Наибольшие различия в Pi существуют для объектов KIC 5785906 и KIC 4646159, которые имеют очень сложную комбинацию пиков амплитудного спектра мощности в районе Pi. Значение P2 было получено в [5] после вычитания периодической составляющей с найденным периодом Pi из имеющихся данных. В случае [5] рассматривался ограниченный набор данных только для одного сета наблюдений и такая процедура еще, вероятно, не вносила
2996903
2.35 Период, сут
Рис. 2. Амплитудные спектры мощности для исследуемых объектов (в области, содержащей главный пик).
погрешность искажения данных в широком временном диапазоне. Строго говоря, такая процедура правомерна лишь для промежутков времени, не
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.