УДК 524.387-56
ПЯТЕННАЯ АКТИВНОСТЬ ДВОЙНОЙ СИСТЕМЫ CG Cyg: НАБЛЮДЕНИЯ В ЭПОХУ МАКСИМАЛЬНОЙ ЗАПЯТНЕННОСТИ
(© 2012 г. А. В. Кожевникова1*, В. П. Кожевников1, И. Ю. Алексеев2, И. А. Юшков1, А. А. Дорогов1
1 Коуровская астрономическая обсерватория им. К.А. Бархатовой
Уральского федерального университета им. первого Президента России Б.Н. Ельцина,
Екатеринбург, Россия
2Научно-исследовательский институт "Крымская астрофизическая обсерватория",
Научный, Крым, Украина Поступила в редакцию 11.06.2011 г.; принята в печать 17.08.2011 г.
Представлены результаты новых фотометрических многоцветных наблюдений хромосферно-активной двойной системы CG Cyg, полученных в 2005—2009 гг. (136 ч наблюдений). Во все сезоны на кривых блеска наблюдалась обусловленная пятнами вращательная модуляция блеска, изменяющаяся от сезона к сезону, как по амплитуде, так и по фазе. Определены долготы запятненных областей: в течение всех наблюдательных сезонов запятненные области были расположены на главном компоненте вблизи линии, соединяющей центры компонентов. Проанализировано распределение пятен по долготе на основе всех литературных данных за 44 года наблюдений CG Cyg. Выявлено, что активные долготы на CG Cyg не фиксированы в квадратурах, как считалось ранее, а изменяют свое положение: большую часть времени (1965—2003 гг.) пятна концентрировались к двум активным долготам, расположенным в квадратурах, на орбитальных фазах 0.28 ± 0.06 и 0.70 ± 0.08, а меньшую часть времени с 2004 г. они располагались вдоль линии, соединяющей центры компонентов, на орбитальных фазах 0.50 ± 0.04 и 0.93 ± 0.03. Зафиксировано переключение активной долготы на 180° в течение 1.5 мес. в 2008 г., которое сопровождалось увеличением амплитуды вращательной модуляции блеска и незначительным увеличением площади запятненности звезды на 5%. Анализ архивных данных показал, что за всю историю наблюдений CG Cyg переключение активной долготы на временном интервале 1 — 1.5 мес. наблюдалось трижды (в 1991 г. и в наблюдениях авторов 2003 и 2008 гг.). Все эти переключения сопровождались аналогичными явлениями — увеличением амплитуды вращательной модуляции блеска (на 0.06т, 0.02т, 0.04т, соответственно) и площади запятненных областей (на 79%, 11% и 5%, соответственно). С помощью модели зональной запятненности восстановлены параметры запятненных областей на CG Cyg. Показано для всех эпох наблюдений авторов, что пятна были локализованы в низкоширотной части внутри симметричной относительно экватора области шириной от 10° до 14° по обе его стороны. Пятна холоднее окружающей фотосферы на 2000 К. Площадь пятен от сезона к сезону менялась незначительно и составляла 13%—15% полной поверхности звезды, что близко к исторически максимальному значению запятненности системы CG Cyg.
1. ВВЕДЕНИЕ
Активность солнечного типа наблюдается на многих звездах поздних спектральных классов, обладающих внешними конвективными оболочками. Считается, что вращение звезд совместно с конвективными движениями генерирует сильные магнитные поля, которые вызывают многообразные проявления звездной активности, аналогичные солнечной (пятна, вспышки, активность хромосфер и корон). В последнее время наиболее интенсивно исследуются звезды типа RS CVn, демонстрирующие высокий уровень такой активности [1, 2]. По-
E-mail: Kozhevnikova-a@yandex.ru
скольку системы типа RS CVn являются тесными двойными системами, проявления их активности имеют некоторые особенности, связанные именно с двойственностью систем. В частности, во многих таких системах наблюдается неосесимметричное распределение магнитных полей, выраженное в виде наличия двух активных долгот, на которых преимущественно группируются звездные пятна [3]. Соколов и Пискунов [4] объясняют неосесиммет-ричную природу крупномасштабного магнитного поля тесных двойных систем как результат резонанса между возмущением конвективной зоны звезды, вызванным приливным действием компа-
ньона двойной системы, и процесса неосесиммет-ричного динамо.
Двойная система CG Cyg + K3) принадлежит к группе короткопериодических затменных хромосферно-активных звезд типа RS CVn [1, 5]. Система состоит из двух лежащих на главной последовательности компонентов околосолнечных масс и размеров (Мг = 0.91М©, М2 = 0.81М©, Кг = 1.01К©, К2 = 0.82М©), с температурами 5200 и 4400 К для главного и вторичного компонента, соответственно, которые проявляют признаки активности солнечного типа [6]. Период системы существенно меньше суток (0.631^ и слегка меняется со временем [7—9]. В 1979 г. Милоне и др. [10] на основе 12-летнего ряда наблюдений отметили изменяющуюся асимметричную кривую блеска с синусоидальной ускоренно мигрирующей волной. Соуелл и др. [11] отметили рост среднего блеска системы вне затмений с 1967 по 1980 гг., который позднее прекратился [12]. Зейлик и др. [13] отметили наличие на главном компоненте системы двух устойчивых активных долгот, разнесенных примерно на полпериода. Хромосферную активность системы CG Cyg обнаружили Нафтилан и Милоне [14] по наблюдениям эмиссионных линий дублета H и K CaII. Лазаро и Аревало [ 15] отметили для обоих компонентов системы эмиссионный избыток в линии Ha, переменность которого в течение орбитального цикла связана с неоднородной хромосферой звезд.
Пятенная активность CG Cyg исследовалась нами ранее, как по собственным фотометрическим наблюдениями, так и по опубликованным в литературе данным на временном интервале 40 лет [16]. Результаты исследования показали, что система проявляет ряд интересных особенностей, среди которых отметим быстрое, в течение месяца, изменение пятенной конфигурации, наличие активных долгот, признаки цикличности активности. Благодаря этим особенностям CG Cyg заслуживает дальнейшего исследования. В настоящей работе представлены результаты новых длительных фотометрических наблюдений системы CG Cyg в 2005, 2008 и 2009 г.; рассматривается долговременная пятенная активность системы CG Cyg на основе как собственных, так и опубликованных рядов фотометрических наблюдений, а также анализируется долготное распределение фотосферных пятен.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Новая дифференциальная фотометрия была выполнена нами в Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета в 2005, 2008 и 2009 гг. в фотометрических полосах В, V, К и I. Для наблюдений использовался 70-см телескоп, оснащенный многоканальным
электрофотометром, позволяющим проводить одновременные наблюдения двух звезд (исследуемой звезды и звезды сравнения) и фона неба. В качестве звезды сравнения использовалась звезда BD+340 4216 (V = 8.96т, В-V = 0.75т, и-В = = 0.23т, V-К = 0.50т, V-I = 0.99т [10, 17], стандартная для этой системы. При наблюдениях использовалась разработанная в УрФУ автоматическая система регистрации данных и управления телескопом и фотометром, обеспечивающая автоматическую смену фильтров, микрометрические движения телескопа и автоматическое гидирование с использованием ПЗС-системы [18].
Исследуемая звезда и звезда сравнения наблюдались с использованием диафрагм 16", блеск звезд регистрировался с экспозицией 2 с по 24 отсчета на каждую фотометрическую полосу, а фон неба измерялся в диафрагме размером 30". Используемые для измерений световых потоков звезд фотоумножители термостатировались с точностью ±0.5°С, что обеспечивало стабильность относительной светочувствительности каналов фотометра на уровне тысячных долей звездной величины в течение каждого сезона наблюдений звезды. Стабильность светочувствительности каналов контролировалась путем поочередных измерений звезды сравнения в первом и втором канале фотометра перед началом основных наблюдений. Светочувствительность канала фона по отношению к каналам звезд определялась автоматически каждые 24 мин путем кратковременного вывода звезд из диафрагм и измерения фона во всех трех каналах одновременно. Затем зависимость от времени светочувствительности канала фона по отношению к каналам звезд аппроксимировалась многочленом второй степени.
Одновременные измерения фона неба в третьем канале фотометра вычитались из измерений программной звезды и звезды сравнения с учетом различий в светочувствительности каналов. Затем находились разности звездных величин исследуемой звезды и звезды сравнения также с учетом различий светочувствительности каналов фотометра. Среднеквадратичная ошибка одного измерения при времени интегрирования сигнала 124 с не превышала 0.01т. Все данные были обработаны с помощью комплекса программ, разработанного нами для методики четырехцветных (В, V, К, I) наблюдений на 70-см телескопе астрономической обсерватории УрФУ. Журнал наблюдений представлен в табл. 1. Общая длительность проведенного наблюдательного мониторинга составила 136 ч в течение 29 наблюдательных ночей. Наблюдения проводились в 2005, 2008 и 2009 гг.
Таблица 1. Журнал наблюдений системы CG Cyg
Дата Начало наблюдений (НЛО—2400000) Конец наблюдений (НЛО—2400000) Продолжительность, ч
31.07.2005 53583.29865 53583.42800 3.1
01.08. 2005 53584.30147 53584.43526 3.2
02.08. 2005 53585.27134 53585.37805 2.6
03.08. 2005 53586.26495 53586.43041 4.0
07.08. 2005 53590.28486 53590.43227 3.5
08.08. 2005 53591.24074 53591.44676 4.5
10.08. 2005 53593.28513 53593.44157 3.8
11.08. 2005 53594.25096 53594.44350 4.6
18.09. 2008 54728.23566 54728.32927 2.3
20.09. 2008 54730.17268 54730.44226 6.5
21.09. 2008 54731.19652 54731.28555 2.2
13.11.2008 54784.27766 54784.37572 2.4
14.11.2008 54785.07743 54785.25673 4.3
09.12. 2008 54810.06326 54810.24256 4.3
10.12. 2008 54811.05877 54811.25613 4.7
14.12. 2008 54815.05365 54815.27809 5.4
15.12. 2008 54816.04549 54816.27896 5.6
17.12. 2008 54818.04151 54818.25692 5.2
27.08. 2009 55071.22539 55071.46832 5.8
31.08. 2009 55075.21284 55075.43781 5.4
08.09. 2009 55083.20356 55083.46168 6.2
10.09. 2009 55085.18275 55085.42578 5.8
29.09. 2009 55104.31717 55104.46992 3.7
30.09. 2009 55105.30031 55105.47112 4.1
02.10. 2009 55107.14292 55107.34081 4.8
04.10. 2009 55109.13212 55109.48348 8.4
05.10. 2009 55110.13701 55110.31685 4.3
09.10. 2009 55114.11482 55114.49328 9.1
12.10. 2009 5511
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.