УДК 524.316-17-56
ПЯТНА НА ПОВЕРХНОСТИ ЗВЕЗД ПОЗДНИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ
© 2014 г. И. С. Саванов*
Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 19.12.2013 г.; принята в печать 23.12.2013 г.
Во-первых, по литературным источникам проведено изучение запятненности для двух звезд, обладающих значительной фотометрической переменностью: недавно открытой переменной ASAS 0636560521.0 (переменность в фильтре V достигает 0.8т) и звезды XX Tri (HD 12545), относящейся к числу наиболее активных объектов среди звезд типа RS CVn (в 1997—1998 гг. амплитуда переменности в фильтре V составила 0.63m). Площадь полной запятненной поверхности S звезды ASAS 0636560521.0 достигает величины в 44% от полной видимой поверхности звезды. Оценка параметра запятненности для XX Tri в среднем составила 32%, изменяясь в пределах от 29% до 36%. Во-вторых, представлены результаты анализа изменения параметра запятненности в зависимости от свойств исследуемых звезд — в первую очередь, от их эффективных температур. Для выборки, содержащей 48 звезд поздних спектральных классов, применена модификация упрощенной методики по определению величины запятненности S — площади пятен на поверхности этих объектов. Построены зависимости запятненности от эффективной температуры звезды и зависимости запятненности от величины проекции скорости вращения звезды на луч зрения. Выделены две группы объектов: одна — с характерной зависимостью S от эффективной температуры (максимальное значение S в 20—25% для звезд с температурами 4500—5000 К и уменьшение S для звезд солнечного типа и холодных М-карликов), а вторую группу образуют наиболее активные звезды с температурами в диапазоне 3700—5200 К с S от 25% до 50%. Сделан предварительный вывод об отсутствии связи запятненности S с периодом вращения звезды. На примере ранее изученной звезды V410 Tau рассмотрены недостатки примененного метода по сравнению с результатами моделирования кривой блеска.
DOI: 10.7868/S0004629914060061
1. ВВЕДЕНИЕ
Переменность блеска активных звезд принято рассматривать в качестве одного из параметров, характеризующих свойства их магнитной активности. При этом вызванную вращательной модуляцией переменность блеска активных звезд принято связывать с наличием холодного пятна или группы пятен на значительной части поверхности звезды. Рекордное значение величины переменности блеска в фильтре V было отмечено для звезды типа Т Тельца V 410 Tau [1, 2] — оно составляет 0.65m. Близкие величины (AV = 0.63m) были зарегистрированы для еще двух активных звезд: HD 12545 и II Peg[3, 4]. Столь большая амплитуда переменности блеска, сопровождаемая сфазиро-ванной переменностью цветовых индексов в различных фотометрических системах, может служить указанием на присутствие на поверхности активных звезд значительных холодных пятен, площадь которых достигает половины площади звездного диска (вплоть до четверти всей поверхности
E-mail: savanov@inasan.ru
звезды). Упомянутая звезда спектрального класса К0Ш XX Тп (ИЭ 12545), принадлежащая к звездам типа НБ СУп, длительное время считалась одним из признанных "рекордсменов" и по величине переменности, и по запятненности. Согласно [3, 5] амплитуда переменности блеска этой звезды в фильтре V может достигать 0.63т.
Ряд новых объектов, переменность которых обусловлена вращательной модуляцией блеска звезды, был выявлен в ходе отождествления оптических компонент с объектами обзора НОБАТ [6]. Согласно результатам обзора [4], основанным на литературных данных о более чем 25 объектах, доля поверхности звезды, занятая пятнами, может достигать величины в 60% от полной поверхности диска звезды, в среднем достигая значения в 35— 38% для звезд с температурами в 4500—4600 К и уменьшаясь до величины в 10% для объектов с температурами как около 3300 К, так и около 5900 К.
В первой части нашего исследования проведено изучение запятненности для двух звезд, облада-
ющих значительной фотометрической переменностью, во второй части представлены результаты анализа изменения параметра запятненности в зависимости от свойств исследуемых звезд — в первую очередь, при переходе от холодных карликов спектральных классов М и К к звездам солнечного типа.
2. ПЕРЕМЕННАЯ ЗВЕЗДА ASAS 063656-0521.0
Одна из новых переменных, ASAS 0636560521.0, по данным [6] обладает переменностью в фильтре V, достигающей в отдельные сезоны наблюдений величины 0.8т. Эта звезда отождествляется с рентгеновским источником 1RXS J063656.7-052104. Согласно [6], фотометрическая и рентгеновская активность этой звезды очень велика (lg Rx = -2.7), индекс HR1 = 0.80. Ранее мы уже обращались к анализу результатов наблюдений обзора ASAS. Так, например, в [7] из списка [8], содержащего 25 объектов, мы выбрали для детального анализа две звезды, обладающие наиболее представительной для активных звезд переменностью - объекты № 17 и № 19 (GSC 08923-01147 и GSC 08933-01802, соответственно).
Методика обработки данных для ASAS 0636560521.0 была стандартной, и она мало отличалась от применяемой нами в предыдущих исследованиях. В совокупности для дальнейшего анализа нами было отобрано 751 единичное измерение блеска звезды в фильтре V. Поскольку данные [9] для каждого объекта содержат результаты измерений блеска в пяти апертурах различного размера, в нашем дальнейшем анализе будут использованы средние величины по пяти измерениям (при обработке измерения с очень высокой погрешностью были исключены). Весь наблюдательный материал был разделен на 12 сетов. Разбиение на сеты позволило достичь достаточно равномерного распределения наблюдательных данных по фазовым кривым.
Было установлено, что амплитуда переменности, собственно блеск звезды и форма кривой блеска в различные сезоны наблюдений претерпевают значительные изменения (рис. 1 и 2). Согласно [6], период вращения звезды равен 5.029 сут. Результат нашего определения фотометрического периода находится в полном соответствии с этой величиной (по нашей оценке P = 5.030 ± 0.005).
Как и в наших предыдущих исследованиях, каждая из индивидуальных кривых блеска была проанализирована нами с помощью программы iPH [10], которая решает обратную задачу восстановления температурных неоднородностей звезды по кривой блеска в двухтемпературном приближении. Для определения температуры фотосферы
звезды была использована клибровка [11] и показатель цвета V — I из каталога [6] на основе данных [9]. Окончательно температура фотосферы была принята равной 4750 К. Согласно соотношению между температурами пятен и невозмущенной фотосферы из [4] следует ожидать, что температура запятненной поверхности ниже температуры фотосферы на 1000 К. Точное значение величины угла наклона оси вращения звезды i неизвестно; в нашем анализе была принята величина i = 60°. Изменение величины i с 60° на 30° или 90° не меняет сделанных нами выводов о положениях активных долгот, но сказывается на величене запятненности звезды (см. ниже).
На рис. 1 представлены результаты восстановления температурных неоднородностей на поверхности ASAS 063656-0521.0 для каждого из сетов наблюдений, а также приведены наблюдаемые и теоретические (построенные по восстановленной модели) кривые блеска. По построенным картам мы определили долготы, на которых наблюдаются максимальные значения f, соответствующие более темным областям на рис. 1. Блеск звезды претерпевает значительные изменения. После ослабления блеска звезды более, чем на 0.5т, амплитуда его переменности сильно возросла. Форма кривых блеска также изменилась. После первых двух сетов положение более активной области сместилось по долготе примерно на 180°. К концу периода наблюдений (последние сеты) активная область приняла форму, вытянутую по долготе, а впоследствии из нее сформировались две отдельные активные области. Смена положения более активной области на поверхности звезды произошла одновременно с началом ослабления блеска — временной интервал, соответствующий этому событию, изображен заштрихованной областью на рис. 2. Согласно рис. 2б, происходило сближение активных долгот на поверхности звезды со скоростью около 2° за 100 дней.
Площадь полной запятненной поверхности S звезды ASAS 063656-0521.0 достигает величины в 44% от полной видимой поверхности звезды. За период наблюдений значение S изменялось от 20% до 44%. Дополнительные расчеты показали, что при переходе к значению i = 30° от i = 60° запятненность S меняется в пределах от 18% до 35%. В предельном случае при i = 90° величина S составляет 22—50%.
3. ЗВЕЗДА XX Tri
Упоминавшаяся во введении звезда XX Tri (HD 12545) принадлежит к числу наиболее активных объектов среди звезд типа RS CVn. Так, например, согласно данным [3], в 1997—1998 гг.
0
te
1-501-
Р»^
_i_
0 180 360
Долгота, град 2
11.00й 11.95 12.90
50
0
-50
50 0
-500
50 0
-500
50 0
-500
50 0 -50
[
180 4
180 6
180 10
180
360
11.00 11.95 12.90
360
360
360
11.00 11.95 12.90
1
0 0.5 Фаза 2 1.0
1*** i
0 0.5 4 1.0
i
0 0.5 6 1.0
"V 1 .V
0 0.5 8 1.0
** * |
0 0.5 10 1.0
г*^ Л,
i
50 0
-50
50 0
-50
50 0
-50
50 0
-50
50 0
-50
д а
& 50
та, 0
Т-50
0
0.5
1.0
0
180
3
180 5
180 7
180 9
180 11
0.5
3
360 0 11.00
360 0 11.00
180
Долгота, град
360
360 0 11.00
360 0 11.00й
0.5 Фаза
Рис. 1. Примеры результатов восстановления температурных неоднородностей на поверхности звезды ASAS 0636560521.0. Карты поверхности представлены в единой шкале, более темные области на картах соответствуют более высоким значениям факторов заполнения f. Справа от карт приводятся наблюдаемые (точки) и кривые блеска и теоретические кривые блеска (сплошные линии), построенные по восстановленной модели.
0
0
гр 50
0
0
0
0
0
0
амплитуда переменности этой звезды в фильтре V достигала рекордной величины в 0.63т.
Для анализа активности этой интересной звезды мы использовали однородные фотометрические наблюдения в фильтре V, подробно представленные в [12]. Поскольку в рамках нашего исследования эти данные в полной мере позволяют решить задачу определения характера изменений запят-ненности звезды, то мы
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.