АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 7, с. 596-605
УДК 523.98+524.316
АКТИВНОСТЬ СОЛНЕЧНОГО ТИПА: ЭПОХА ФОРМИРОВАНИЯ ЦИКЛОВ
© 2015 г. М. М. Кацова1*, Н. И. Бондарь2, М. А. Лившиц3
1 Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия
2Астрофизическая обсерватория, Научный, Россия
3Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н.В. Пушкова Российской академии наук, Москва, Троицк, Россия Поступила в редакцию 24.12.2014 г.; принята в печать 22.01.2015 г.
Отмечается, что диаграмма индексов корональной и хромосферной активности позволяет выявить звезды, на которых появляется активность солнечного типа и формируются регулярные циклы. С использованием нового рассмотрения связи уровня корональной активности со скоростью вращения и новых данных о возрасте рассеянных скоплений, получена оценка возраста молодого Солнца, соответствующего эпохе формирования цикла. Кратко обсуждаются особенности активности такого молодого Солнца с возрастом чуть более 1 млрд лет. Анализ имеющихся в настоящее время наблюдательных данных о долговременной регулярной переменности поздних звезд позволяет прийти к заключению о том, что длительность цикла активности солнечного типа увеличивается при замедлении вращения звезды, т.е. с возрастом. Обсуждаются новые данные о магнитных полях на сравнительно молодых О-звездах, изменение роли крупномасштабных и локальных магнитных полей в формировании активности молодого Солнца. Исследования в данном направлении призваны обеспечить наблюдательные тесты для выяснения условий возникновения циклической активности на звездах нижней части главной последовательности и проверки некоторых выводов теории динамо.
DOI: 10.7868/Б000462991507004Х
1. ВВЕДЕНИЕ
В настоящее время имеется огромное количество наблюдений отдельных явлений на Солнце, которые демонстрируют особенности современной солнечной активности. Чтобы понять, какой была активность Солнца в прошлом в эпоху установления цикла, можно использовать два основных подхода. Первый основан на закономерностях эволюции углового момента осевого вращения звезды и теории динамо. Это дает возможность выявить основной фактор эволюции активности, связанный с замедлением вращения. Более сложным является вопрос о влиянии характера турбулентной конвекции на общие свойства активности. Второй подход использует сопоставление наблюдательных данных об активности на Солнце и других подобных ему звездах. На этом пути удалось развить представления об однопараметрической гирохроноло-гии, связывающей уровень активности с возрастом звезды [ 1 ].
Появление наблюдений многих активных поздних звезд в рентгеновском диапазоне и в оптиче-
Б-шаП: maria@sai.msu.ru
ском диапазоне (в рамках программ поиска планет на больших наземных телескопах и космической миссии "Кеплер") позволило продвинуться в сопоставлении характера активности на звездах различного возраста и на Солнце. Здесь следует отметить, например, современное изучение связи рентгеновского излучения с вращением [2] и дальнейшее развитие метода гирохронологии, основанное на сопоставлении хромосферной и корональ-ной активности и выявлении роли магнитных полей различных масштабов в формировании активности [3—5].
Мы стараемся понять, что можно сказать о характере и уровне активности Солнца в эпоху, когда активность солнечного типа только начинает формироваться. Сейчас ясно, что существует некоторое количество звезд, характеризующихся насыщением активности. Иначе говоря, рентгеновское излучение корон этих звезд, а точнее, отношение светимостей Ьх/Ьъоь достигает 10_3 и лишь слабо зависит от скорости осевого вращения. Это относится к звездам с периодами вращения от 0.3 до 7 сут. Возраст этих звезд заведомо не превышает примерно 800 млн лет. Короны их практически пол-
ностью заполнены горячими областями (с температурой около 10 млн К), и фактор заполнения пятнами может достигать десятков процентов. Характер активности таких звезд существенно отличается от процессов на Солнце.
Здесь мы будем рассматривать звезды, вращающиеся медленнее, и корональная активность которых ниже уровня насыщения. В то же время у этих звезд и хромосферная, и корональная активность достаточно высоки, причем отсутствуют свидетельства о существовании околозвездных дисков и преобладании дипольного поля.
Признаком магнитной активности звезд нижней части главной последовательности является образование и развитие комплекса явлений в разных слоях атмосферы — поверхностных температурных неоднородностей, вспышек, корональных дыр. Наиболее изученной магнитно-активной звездой является Солнце, где пятна наблюдаются свыше 400 лет — начиная с 1610 г., с эпохи Галилея. Будем называть основным циклом солнечной активности 11-летний цикл (в ХХ в. его длительность была близка к 10 годам). При этом его длительность в отдельные эпохи составляет от 7 до 17 лет, меняется и высота максимума с циклом 70—100 лет (цикл Гляйссберга). Для повышения точности оценок запятненности и анализа свойств 11-летнего цикла используются наиболее достоверные данные о числах Вольфа W(t) с 1849 г. Надежно установлены связи между площадью и полным магнитным потоком пятен и выявлены закономерности появления глобальных максимумов и минимумов солнечной активности [6].
Солнечная активность безусловно связана с эволюцией магнитных полей. В прошлом это ассоциировалось с солнечными пятнами — холмами магнитных полей. Пятна входят в состав активных областей, занимающих сравнительно небольшие участки поверхности. Кроме локальных магнитных полей активных областей, существуют слабые крупномасштабные поля. Дипольное магнитное поле всего Солнца наблюдается вблизи полюсов Солнца и меняет свой знак каждые 11 лет. Такая переполюсовка глобального диполя происходит близ максимума цикла. Таким образом, структура крупномасштабного магнитного поля восстанавливается каждые 22 года, что является магнитным циклом.
Циклы у звезд нижней части главной последовательности стали изучать сравнительно недавно — с середины ХХ в. Основу этих исследований заложили работы Вилсона [7, 8] по изучению интенсивности линий H и K Call как индикатора хромосфер-ной активности, успешно продолженные в рамках HK-проекта. Анализ полученных рядов данных на интервалах более 30 лет показал, что 85% из 111 программных объектов переменны, при этом из них
циклические изменения с характерным временем около 7 лет найдены у 60%, линейные тренды на шкале ^25 лет и больше — у 12%, нерегулярные изменения — у 13% [9]. Установлены зависимости между характеристиками циклов (амплитудой и периодом) и параметрами звезд, рассмотрен уровень активности у разных групп звезд разного возраста и с различной глубиной конвективной зоны.
Современные проекты, поддерживающие исследования хромосферной активности звезд, ведутся на разных обсерваториях. C 1990-х гг. начаты программы систематических исследований фо-тосферной активности [ 10]. Для ряда задач используются данные обзоров The All Sky Automated Survey (ASAS) и космических проектов MOST, CoRoT, Kepler (GAIA). Найдены циклы, аналогичные 11-летнему солнечному циклу пятнообра-зования, а также циклы смены активных долгот, изменения площади и распределения пятен, что следует учитывать при анализе характеристик циклов. Рассмотрение эволюции активности с учетом свойств разных групп F—M-звезд свидетельствует о том, что генерацию циклов обеспечивают динамо-процессы, действующие на разных уровнях конвективной зоны.
На Солнце наблюдаются явления, связанные как с крупномасштабным полем (корональные дыры, активные долготы), так и с локальными полями (активные области, пятна). Как крупномасштабное поле, так и квазидвухлетний цикл связаны, по-видимому, с динамо процессами близ основания конвективной зоны, в тахоклине на глубине около 0.3 радиуса Солнца. С другой стороны, основания солнечных пятен по данным гелиосейсмологии расположены всего на 40—50 тыс. километров ниже фотосферы, что указывает на связь локальных полей непосредственно с явлениями под фотосферой.
Эволюция активности на временно)й шкале порядка миллиарда лет была изучена в [3], и появились указания на то, что на определенном этапе эволюции активности происходит формирование цикла. Поскольку характер и уровень активности определяются скоростью осевого вращения, следовало бы выяснить связь характеристик циклов с периодом осевого вращения. Работы в этом направлении выполнены в [11 — 13] (см. также обзор [14]). Авторы цитированных публикаций повторили анализ, дополнив данные о циклах, полученные в рамках НК-проекта, результатами наблюдений последних лет. Однако они отмечают, что исследуемые ими выборки содержат объекты с разными характеристиками, в том числе и двойные звезды. Из-за недостаточной плотности и продолжительности наблюдений нет надежности и в оценках длительности циклов, в особенности в случае нескольких периодических изменений на одной и той же звезде.
Целью данной работы является выяснения условий, при которых происходит формирование регулярных циклических изменений активности. Основное внимание обращается на оценку этапа эволюции активности, когда возникает цикл. В первую очередь необходимо заново проанализировать связь длительности цикла с осевым вращением, используя только надежные данные. Кроме того, мы пытаемся сформулировать физические условия, при которых хаотическое поведение движений плазмы будет трансформироваться в регулярные циклические изменения. Это исследование может способствовать развитию теории динамо и пониманию природы магнитной активности.
2. КОГДА ФОРМИРУЕТСЯ ЦИКЛ?
Помимо данных о долговременной переменности хромосферного излучения свыше 100 ближайших звезд НК-проекта, информация о хромо-сферной активности получена в рамках программ поиска экзопланет на северном и южном небе. Анализ этих наблюдений проведен в работе [3]. Там было показано, что для звезд спектрального класса О индекс хромосферной активности ^ Е'нк заключен в узких пределах от —4.9 до —5.1. Отметим здесь, что уровень хромосферной активности Солнц
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.