научная статья по теме ВАРИАЦИИ ЗАПЯТНЕННОСТИ 16 ЗВЕЗД ТИПА RS CVN НА ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ШКАЛЕ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ВАРИАЦИИ ЗАПЯТНЕННОСТИ 16 ЗВЕЗД ТИПА RS CVN НА ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ШКАЛЕ»

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 10, с. 818-833

УДК 524.387-56

ВАРИАЦИИ ЗАПЯТНЕННОСТИ 16 ЗВЕЗД ТИПА RS СТп НА ДОЛГОВРЕМЕННОЙ ШКАЛЕ

2015 г. А. В. Кожевникова1*, И. Ю. Алексеев2

1 Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина,

Екатеринбург, Россия

2Научно-исследовательский институт "Крымская астрофизическая обсерватория",

Научный, Республика Крым Поступила в редакцию 27.02.2015 г.; принята в печать 10.04.2015 г.

С помощью усовершенствованной зональной модели запятненности звездных фотосфер, которая позволяет теперь рассматривать одновременное присутствие на звезде двух активных долгот, переопределены параметры запятненности 16 избранных хромосферно-активных двойных звезд типа RS CVn. Выполнен анализ изменения характеристик пятенной активности этих систем с течением времени на шкале в несколько десятков лет с целью обнаружения эволюционных изменений за-пятненных областей. Для анализа были использованы наблюдения фотометрического многоцветного мониторинга 6 запятненных активных систем типа RS CVn, проводящегося в Астрономической обсерватории УрФУ и в Крымской астрофизической обсерватории с 2003 г., а также данные из литературных источников. Показано, что половина звезд показывают дрейф пятен по широте как в сторону экватора, так и в сторону полюса на определенных временных интервалах, однако скорости широтного дрейфа пятен меньше по модулю аналогичного значения для солнечных пятен в среднем в 1.5—4 раза. У 9 звезд выявлена корреляция и антикорреляция между площадью пятен и их широтами с коэффициентами Я от — 0.54 до 0.93, причем корреляция выше у тех звезд, которые показывают увеличение площади пятен при увеличении их широты на всем анализируемом интервале времени. Определены либо подтверждены циклы активности для 9 исследуемых систем длительностью от 5 до 28 лет.

DOI: 10.7868/80004629915100035

1. ВВЕДЕНИЕ

Обширный фотометрический мониторингхромо-сферно-активных звезд, проводимый в последние десятилетия, позволил не только обнаружить различные проявления звездной активности, аналогичной солнечной, но и провести некоторый анализ изменения характеристик активности с течением времени. В частности, были обнаружены активные долготы, т.е. выделенные долготные области на звезде, вблизи которых преимущественно группируются фотосферные пятна, выявлены циклы пятенной активности различной длительности и аналоги солнечной диаграммы бабочек Маундера [1, 2]. Впервые холодные фотосферные пятна были обнаружены на карликовых звездах поздних спектральных классов типа BY Dгa [3]. Однако в настоящее время наиболее интенсивно исследуются проэволюционировавшие активные системы типа RS оуп, состоящие, как правило, из гигантов и субгигантов поздних спектральных классов, и

E-mail:kozhevnikova-a@yandex.ru

показывающие довольно высокий уровень активности, аналогичной активности Солнца. Обзоры свойств активных запятненных звезд и их роли в понимании звездного магнетизма приведены, например, в работах Штрассмайера [4] и Бердюгиной [5] (см. также ссылки в этих работах).

Фотометрический метод представляет собой высокую ценность для исследования активных звезд, поскольку позволяет включать в анализ слабые объекты, а также использовать наблюдательный материал фотометрических, и даже иногда фотографических, наблюдений запятненных звезд, накопленных за всю историю их исследования. Последнее особенно важно для изучения изменения параметров звездных пятен на многолетней временной шкале. Знания о динамике параметров звездных пятен со временем позволяют улучшить наше понимание теории звездных магнитных полей и способствуют развитию единой теории солнечно-звездного магнетизма.

Холодные темные пятна фотометрически проявляются во вращательной модуляции блеска звезды с амплитудами от нескольких сотых до десятых

звездной величины [5, 6]. Медленные изменения конфигурации пятен вызывают плавные вариации кривой блеска от сезона к сезону с изменением общего уровня яркости системы. Из многоцветных фотометрических наблюдений наиболее надежно определяются температура и общая площадь звездных пятен, в то время как оценка широтного распределения пятен представляет собой наиболее трудную задачу и требует некоторых априорных предположений. Этому вопросу посвящена обширная литература и разработаны различные модели (см. обзор в монографии Гершберга [7]).

В данной работе мы представляем анализ моделей запятненности 16 систем типа RS CVn на временной шкале в несколько десятков лет с целью обнаружения эволюционных изменений запят-ненных областей. Параметры запятненных областей были получены в рамках усовершенствованной зональной модели запятненности, разработанной в Крымской астрофизической обсерватории и учитывающей теперь одновременное присутствие пятен на двух активных долготах на звезде [8]. Всего было получено 749 моделей запятненности. Наличие большого количества однородных оценок звездных пятен, охватывающих для некоторых систем временные интервалы до 46 лет, позволило провести тщательный анализ по изменению параметров пятен с течением времени.

2. ОБЪЕКТЫ ИССЛЕДОВАНИЯ И МЕТОДИКА ОПРЕДЕЛЕНИЯ ПАРАМЕТРОВ ЗАПЯТНЕННОСТИ ЗВЕЗД

Все рассматриваемые звезды являются двойными системами со спектральными классами позднее G0V и скоростями вращения от 15 до 67 км/с. Системы показывают сильную переменность блеска — вращательную модуляцию, которая вызывается пятнами. Амплитуда этой переменности блеска достаточно велика: от 0.09m у звезды YZ Men до 0.41m у IM Peg. Среди рассматриваемых звезд есть как известные и хорошо исследованные системы (CG Cyg, WY Cnc, IL Hya, IN Com, BH Vir, IM Peg, EI Eri), так и малоизученные, такие как BY Cet, V478 Lyr, MS Ser, YZ Men. Данные о рассматриваемых системах приведены далее в конце статьи в таблице.

Моделирование запятненности было проведено как по нашим собственным наблюдениям звезд (MS Ser, IN Com, CG Cyg, WY Cnc, BH Vir, V711 Tau), так и по всем доступным в литературе фотометрическим данным. Многоцветные фотометрические наблюдения 6 звезд проводятся нами с 2003 г. в двух обсерваториях: Коуровской астрономической обсерватории Уральского федерального университета и Крымской астрофизической обсерватории. Данные о методике наблюдений и

полученные кривые блеска приведены в цикле наших работ [9—13]. В тех же работах проведено первое моделирование запятненности фотосфер по первоначальной зональной модели, разработанной Алексеевым и Гершбергом [14]. В данной работе мы увеличили количество анализируемых наблюдательных эпох, учитывая наши новые наблюдения и свежие опубликованные данные [15—17], а также применили ко всему массиву данных усовершенствованную зональную модель запятненности [8].

В предложенной модели вместо одного-двух пятен на звезде, как в традиционной схеме, рассматриваются общие характеристики запятненной области в целом и описывается фотометрическое поведение запятненных звезд с помощью картины многочисленных мелких пятен, расположенных в двух широтных поясах. В отличие от предыдущей версии [14], она позволяет рассматривать наличие на звезде одновременно двух активных долгот, на которых группируются пятна. Как показывает анализ фотометрических кривых блеска активных звезд, одновременное присутствие двух активных долгот наблюдается довольно часто у запятненных звезд всех спектральных классов и светимостей, включая Солнце [4, 5]. Важно, что при моделировании учитывается долговременное поведение звезды в течение предыдущих десятилетий, что дает возможность оценить значение наибольшего блеска звезды за все время ее фотометрических наблюдений и рассматривать эту величину с большой вероятностью как блеск звезды в состоянии, свободном от пятен.

Вся совокупность запятненных областей на звезде представляется двумя симметричными относительно экватора поясами запятненности. Они занимают области с широтами от ±р0 до ±(^>о + Дф) с плотностью заполнения пятнами, меняющейся по долготе от единицы в главном минимуме блеска звезды до некоторых значений /1 и /2 в сезонном максимуме и вторичном минимуме, соответственно, причем 0 < /1 < /2 < 1. Такая модель не накладывает никаких ограничений на широту нахождения пятен, кроме естественного ограничения + Д<£> < 90°. В таком случае мы используем для каждого сезона три экстремальных точки кривой блеска — локального максимума и первичного и второго минимумов блеска (ДУтах, ДУ1 и ДУ2, соответственно) — относительно максимального блеска системы за все время наблюдений.

При расчетах запятненности используются наблюдения в полосах джонсоновской системы БУЯ!, которые позволяют не только корректно отделить геометрический эффект запятненности от температурного, но и учесть широтные эффекты в распределении пятен [6]. Данные в фотометрической полосе и мы не использовали, так как излучение в

этой полосе для всех типов запятненных звезд искажается хромосферной активностью. В расчетах важную роль играет предположение о распределении энергии в спектре холодного пятна. Мы предполагаем, что эта энергия распределена так же, как в спектре звезды более позднего спектрального типа.

Другими важными входными параметрами моделей являются значения угла наклона оси вращения звезды г, температуры фотосферы Тр^ и ускорения силы тяжести ^ д (необходимые для выбора коэффициентов потемнения к краю). Эти величины брались из литературных источников.

Определяемыми характеристиками в рассматриваемой модели являются значения расстояния запятненных поясов от экватора ±^>0, ширина этих поясов Д^>, скважности /1 и /2, контраст пятен в какой-либо полосе (например, ). Из этих величин определяются средняя широта пятен = + Д(^/2, площадь пятен в процентах от полной поверхности звезды Б, а также разность температур ДТ между спокойной фотосферой и пятнами.

Построение долговременных кривых блеска и оценка величины исторически наибольшего блеска каждой звезды за время ее фотометрических наблюдений были получены после сведения всех имеющихся наблюдений в одну фотометрическую систему Джонсона с использованием калибровки Бесселя [ 18], которая позволяет объединить системы Джонсона и Козинса

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»