УДК 524.384
ЦИКЛ АКТИВНОСТИ V833 TAU ПО ФОТОМЕТРИЧЕСКИМ ДАННЫМ
ЗА 1899-2009 ГГ.
© 2015 г. Н. И. Бондарь*
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", Научный, Республика Крым Поступила в редакцию 19.08.2014 г.; принята в печать 24.09.2014 г.
По фотоэлектрическим данным в полосе B и откалиброванным фотографическим оценкам построена обобщенная кривая блеска звезды V833 Tau (красный карлик, dR^e), покрывающая интервал с 1899 по 2009 гг. К ряду среднегодовых B-величин были применены методы частотного анализа, и в результате найдены возможные циклы фотосферной активности, действующие на разной временной шкале. Высокоамплитудные изменения, до 0.6т(0.8), регулируются циклом длительностью 78.25 года. Обнаружен цикл 18.8 года с амплитудой 0.39т— 0.16т, рассмотрены изменения его характеристик для каждой эпохи наблюдения. Установлено, что в течение цикла при понижении блеска звезда краснеет, что указывает на связь 18-летнего цикла с процессами пятнообразования. Подтверждено существование открытых ранее коротких циклов — 6.4 и 2.5 года.
DOI: 10.7868/S0004629915030019
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезда V833 Tau (HD 283750) является спектрально-двойной системой с орбитальным периодом 1.79d [1]. Ее невидимый компонент относится к коричневым карликам c массой 0.05— 0.17 Mq [2], другой компонент — красный карлик спектрального класса dK5e [3], Vmax = 7.90m [4], проявляющий активность, характерную для звезд типа BY Dra [5]. V833 Tau выделяется среди звезд этого типа параметрами многолетнего цикла фотосферной активности. Впервые медленные изменения ее блеска с характерным временем 60 лет были выявлены Хартманном и др. [6] по фотографическим пластинкам из коллекции Гарвардской обсерватории и объяснены циклическими изменениями состояния запятненности поверхности. Исследования по коллекции ГАИШ, выполненные Бондарь [7], подтвердили ход кривой блеска и высокую амплитуду переменности, — около 0.6т; временная оценка цикла осталась неуверенной из-за того, что длительность фотометрического ряда сравнима с длительностью предполагаемого цикла. В настоящее время накопленные фотоэлектрические данные совместно с фотографическими представляют поведение блеска звезды более, чем за 100 лет. Анализ таких рядов приводит к оценке длительности цикла в 69 лет [8] и 71 год [9]. По фотоэлектрическим наблюдениям 1987—2000 гг. найдены также и короткие, малоамплитудные циклы — 6.5 года и 2.4 года [8]. Мультицикличность,
* E-mail: otbn@mail.ru
согласно [10], характерна для активных звезд, входящих в режим регулярных циклов.
Для большинства активных красных карликов обнаруженные циклы, как короткие, так и длинные, остаются заподозренными, требующими подтверждения по более плотным и продолжительным рядам данных о различных индексах, связанных с феноменом магнитной активности звезд.
Индексами фотосферной активности являются максимальная амплитуда вращательной модуляции и амплитуда переменности среднегодового блеска [11]. В настоящей работе для звезды V833 Tau получены среднегодовые B-величины на интервале с 1899 по 2009 гг., выполнен частотный анализ данных по всему ряду и на избранных интервалах, уточнены характеристики высокоамплитудного цикла и менее мощных коротких циклов. Впервые выявлена переменность на интервале 18.8 года, рассмотрено развитие этого цикла для 6 различных эпох, показана его связь с процессами пятнообразования.
2. ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ ДАННЫЕ ДЛЯ КРИВОЙ БЛЕСКА
Исследуемый ряд среднегодовых значений B-величин был сформирован по фотографическим оценкам из [6, 7] и фотоэлектрическим B-величинам, полученным в 1994—2003 гг. на 1.25-м телескопе Крымской астрофизической обсерватории (КрАО), а также данным из публикаций [12,
Таблица 1. Средние годовые B-величины V833 Tau в 1994—2003 гг. по наблюдениям на 1.25-м телескопе КрАО
Год В-величины Среднеквадратичная ошибка Число данных
1994 9.24 0.013 13
1995 9.17 0.012 10
1996 9.06 0.106 2
1997 8.91 0.008 2
1999 9.04 0.008 11
2000 9.03 0.004 2
2001 9.05 0.012 4
2002 8.98 0.058 4
2003 9.12 0.005 1
Таблица 2. Источники данных для построения кривой блеска V833 Tau
Интервал наблюдений, (годы) Число средних годовых значений Ссылка
1899-1980 59 Hartmann et al., 1981 [6]
1905-1988 44 Bondar', 1995 [7]
1983, 1987-1989 4 Oláh, Pettersen, 1991 [12]
1992-1996 5 Strassmeier et al., 1997 [13]
1997-1998 2 Oláh et al., 2001 [8]
1994-2003 9 Настоящая статья
2002-2009 8 Каталог ASAS [14]
13]. Кроме того, использованы V-величины 1997— 1998 гг. [8], пересчитанные в B-величины со средним значением B — V = 1.07 [13], и значения V из каталога ASAS [14] за 2002-2009 гг., редуцированные к крымским данным по формуле B = 1.125V + 0.0168.
Фотоэлектрические наблюдения V833 Tau на 1.25-м телескопе АЗТ-11 выполнены с помощью 5-канального фотометра-поляриметра Пииролы по методике, описанной в [15]. В каждую дату наблюдений выполнялось не менее 2 сетов, содержащих несколько регистраций V833 Tau, записи звезд сравнения (HD 283749, HD 283772) и контрольных звезд (HD 283691, HD 283701) проводились в начале и конце каждого сета. Время экспозиции составляло 10-20 с. Редукция
инструментальных звездных величин к UBVRI-величинам выполнена согласно [15, 16]; за период наблюдений коэффициенты редукции контролировались несколько раз.
Полученные 49 оценок блеска были усреднены за каждый год; B-величины и ошибки их определения приведены в табл. 1. Большая среднеквадратичная ошибка в 1997 г. объясняется значительными колебаниями блеска в 1997 г., вызванными поярчанием звезды на 0.2m относительно значения в 1996 г. [4, 15]. В остальные годы ее значения сравнимы со среднеквадратичной ошибкой среднегодовых B-величин контрольных звезд сравнения, равной 0.009m. Кривая блеска на рис. 1 представляет изменения Б-величин у звезды V833 Tau от года к году по данным из источников, приведенных в табл. 2, за период с 1899 по 2009 гг. Очевидно присутствие нерегулярной переменности с разной амплитудой на временах от нескольких лет до десятков лет. Среднеквадратичное отклонение Б -величин отражает ошибки метода и переменность в течение года.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ АНАЛИЗА КРИВОЙ БЛЕСКА
Частотный анализ ряда среднегодовых Б -величин выполнен по программам [17, 18], в которых заложено несколько методов поиска периодов. Значение наиболее длинного периода, сравнимого с интервалом наблюдений, определено по исходному ряду и по сглаженному полиномом 3-й степени с учетом линейного тренда. Поиск периодов в первом приближении был сделан в широком диапазоне — от 50 до 85 лет, а затем в области концентрации пиков в интервале 70— 85 лет. Из возможных длинных периодов 77— 80 лет лучшая фазовая кривая получилась со значением P\ = 78.25 года. Для вычитания этой периодичности из оригинальных данных выполнена их свертка с указанным периодом и аппроксимация фазовой кривой полиномом 7-й степени. При построении фазовых кривых за начальную эпоху принято TO = 1899. Амплитуда переменности составляет ~0.5m. Ряд остатков, полученный в результате учета высокоамплитудного цикла P\ и линейного тренда, представлен на рис. 2б. Принимая во внимание, что среднеквадратичная ошибка остаточного ряда не превышает 0.07m, в изменениях значений ДБ можно предположить присутствие периодичности с амплитудой не более 0.4m.
Поиск значимых периодов для частот v < < 1/2 ДТ выполнялся по всему ряду остатков и на отдельных интервалах с последовательным применением процедур частотного анализа [19, 20]. Для учета вклада переменности в изменения
B
10.0 -
1900 1920 1940 1960 1980 2000 Годы
Рис. 1. Среднегодовые B-величины звезды V833 Tau в 1899—2009 гг. Обозначения: светлые треугольники — данные из [6], темные треугольники — данные из [14], светлые кружки — результаты наблюдений на АЗТ-11, темные кружки — данные из [7], светлые квадратики — данные из [12], темные квадратики — данные из [8], крестики — данные из [13], черточки — среднеквадратичные отклонения.
B 8.8
9.0
9.2
9.4
9.6
9.8
10.0
P = 78.25 года
4
•х .л»^ •
Ш-• **
(а)
0.2 0.4 0.6 0.8 Фаза
1.0
AB -0.2 0 0.2 0.4
Iii Ii ;Aj* ,i
т<т i vx,
h m m i ifTM
Iii!: У ¿Ü* Si* '
Ш
(6)
1900 1920 1940 1960 1980 2000 Годы
Рис. 2. Период 78.25 года для звезды V833 Tau: (а) — среднегодовые B-величины (темные кружки) и усредненные по бинам (светлые кружки) на фазовой кривой, (б) — массив остатков после вычитания периодичности из исходного ряда данных.
0
блеска звезды с найденным периодом строилась г
фазовая кривая, выполнялась ее аппроксимация н
полиномом высокой степени и после вычитания н
значений полинома проводился частотный анализ л
ряда остатков. о
В ряду остатков после вычитания 78-летней т
периодичности показал наличие Р2 = 18.81 года (
(рис. 3а). Свертка данных АБ с этим периодом н
приведена на рис. 3б. После учета этой переменности по ряду остатков выполнен поиск периодичности в интервале 1—25 лет. Периодограмма, полученная методом Юркевича, показывает пик, соответствующий Р3 = 6.44 года, а после учета этого периода найден период Р4 = 2.52 года (рис. 3в). Оба эти периода были найдены в [8], поэтому, несмотря на их низкую значимость по исследу-
св &
и
О И
о
и &
о
С 0.0101
15 25
Период, годы
се &
о д
о
и р
е П
0.005
15
Период, годы
(а)
AB -0.2
0
0.2
0.4
(в)
P = 18.81 года ' •
(б)
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Фаза
Рис. 3. Период 18.81 года для звезды V833 Tau: (а) — поиск периодичности в интервале 1—35 лет после учета Pi = = 78.25 года, (б) — свертка данных с периодом 18.81 года, (в) — поиск периодов на интервале 1—25 лет после учета P2 = 18.81 года.
0
AB -0.2
0
0.2
0.4
P = 6.44 года - * .
.1% ..<»!• • . * • V/
• t • : .. • • •• f
• • * • •
(а)
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Фаза
AB -0.2
0
0.2
0.4
P = 2.52 года
«
• • —* •! • •
л \ X • Л1, «• %
(б)
0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Фаза
Рис. 4. Свертки остаточных величин AB звезды V833 Tau с периодами P3 = 6.44 года (а) и P4 = 2.52 года (б) после учета периодов P1 = 78.25 года и P2 = 18.81 года.
емому ряду данных, они рассматриваются здесь как подтверждение полученного ранее результата. Свертки с этими периодами показаны на рис. 4; амплитуды перио
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.