АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2015, том 92, № 11, с. 925-942
УДК 524.386
КАНДИДАТ В ЭКЗОЮПИТЕРЫ В ЗАТМЕННОЙ ДВОЙНОЙ FL Lyr
© 2015 г. В. С. Козырева1, А. И. Богомазов1*, Б. П. Демков2'3, Л. В. Зото в1, А. В. Туту ко в4
1Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова, Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия
2ООО "ИТ проект", Зеленоград, Москва, Россия
3Всероссийский научно-исследовательский институт физико-технических и радиотехнических измерений, Менделеево Моск. обл., Россия
4Институт астрономии Российской академии наук, Москва, Россия Поступила в редакцию 11.03.2015 г.; принята в печать 13.05.2015 г.
Проведен анализ кривых блеска затменной двойной системы FL Lyr, полученных при помощи космического телескопа "Кеплер". Методом тайминга затмений FL Lyr получено свидетельство в пользу существования в системе третьего тела. Первичные оценки массы и орбитального периода данного тела составляют >2MJ и >7 лет, соответственно. Приводятся моменты главных минимумов кривой блеска FL Lyr, полученные за время работы "Кеплера".
001: 10.7868/80004629915110055
1. ВВЕДЕНИЕ
Внесолнечные планетные системы оставались гипотетическими объектами вплоть до 90-х гг. прошлого века, когда появились достаточно совершенные средства для их наблюдательного обнаружения. С тех пор при помощи различных методов было открыто порядка 104 кандидатов во внесолнечные планеты, существование большого числа экзопланет имеет надежное подтверждение [ 1]. Подавляющее большинство открытых планет обращается вокруг одиночных звезд, либо отдельных компонент широких кратных систем.
В настоящее время известно 8 внесолнечных планет в 5 звездных системах и 2 кандидата в планеты, обращающихся сразу вокруг обеих компонент двойной системы, в которых обе звезды находятся на главной последовательности. Первой планетой, открытой в такой двойной системе, стала планета Kepler-16 (AB)b [2]. Кроме нее известны планеты Kepler-34 (AB)b и Kepler-35 (AB)b [3], Kepler-38 (AB)b [4], Kepler-47 (AB)b и Kepler-47 (AB)c [5], PH1-Kepler-64 b [6], Kepler-413 (AB)b [7, 8], возможная третья планета в системе Kepler-47 [9] и кандидат в планеты KIC 9632895 (AB)b [10]. Также открыто несколько планет около катаклизмических переменных и планета около молодой двойной звезды FW Tau [ 1].
* E-mail: a78b@yandex.ru
Поиск планет в двойных системах важен сразу по нескольким причинам. Несмотря на то, что, согласно результатам работы [11], планетные орбиты в двойных звездных системах могут быть долговременно устойчивыми, возможность выживания планет в системах с различными параметрами еще предстоит подтвердить наблюдательно. Известные на сегодняшний день системы имеют очень сходные параметры. Отсутствие или наличие планет в двойных системах и параметры этих систем имеют большое значение для понимания процессов звездо- и планетообразования (см., например, [12]). Кроме того, двойные системы более благоприятны для жизни, чем одиночные, причем в них может существовать несколько обитаемых планет [13]. Именно поэтому поиск планет в различных двойных системах очень важен с точки зрения поиска внеземной жизни — в том числе, возможно, и разумной. В работе [14] приводится список затменных двойных звезд, пригодных для поиска планет. В их числе система FL Lyr.
В 2009—2014 гг. область неба, в которой расположена FL Lyr, находилась в поле зрения космического телескопа "Кеплер" [15], запущенного на околосолнечную орбиту с целью поиска эк-зопланет. Все эти годы на телескопе проводился непрерывный фотометрический обзор неба, и, в частности, по системе FL Lyr накопился большой наблюдательный материал. Наблюдения, полученные телескопом, могут быть использованы
для различных научных задач. В частности, под воздействием третьего тела, обращающегося по орбите вокруг затменной переменной звезды, положение центра масс системы периодически смещается относительно наблюдателя, вследствие этого наблюдаемый орбитальный период двойной звезды испытывает колебания около некоторого значения. Цель нашей работы — поиск светового уравнения FL Lyг1 .
2. ЗАТМЕННАЯ ДВОЙНАЯ FL Lyг
Затменная переменная FL Lyг была открыта на фотографических пластинках в 1935 г. [16]. Минимумы системы довольно глубокие, величина изменения блеска звезды внутри главного и вторичного минимумов отличается в 2 раза: ттах = 9.27т,
т^ш I = 9.89т, Штт II = 9.52т; РогЬ = 2.1781544^ согласно "Общему каталогу переменных звезд" (ОКПЗ) [17]. Размеры и спектральные классы звезд в системе разные. В 1950 г. Струве [18] получил спектроскопическую кривую блеска главной звезды пары и определил спектр звезды: G5.
В 1963 г. Кристальди [19] получил фотоэлектрическую кривую блеска и нашел фотометрические параметры этой системы. Используя спектроскопические данные, полученные предыдущими авторами для этой звезды, как опубликованные, так и неопубликованные, он смог оценить массы обеих компонент. Найденные им параметры компонент соответствовали двум звездам, образующим систему типа Алголя. В таких системах главная (изначально более массивная) компонента системы покинула главную последовательность (ГП) и начала расширение, при этом часть массы звезда передала вторичной компоненте. Масса главной компоненты системы меньше, а радиус больше, чем у спутницы. При этом вторичная компонента еще находится на стадии главной последовательности. Главная компонента системы имеет меньшую, чем вторичная компонента, светимость. Эту звезду ошибочно принимают за вторичную, а ее соседку, которая вначале была менее массивной звездой и находится на ГП, называют главной.
В цитированной статье приводятся вычисленные авторами параметры системы FL Lyг: одна компонента системы имеет массу Ы\ = 1 М©, относительный радиус2 Т\ = 0.132 и относительную светимость3 в V-фильтре Ь\ = 0.234, вторая
1 Или иначе — тайминг минимумов кривой блеска РЬ Ьуг.
2 Относительные радиусы исчисляются в долях большой полуоси орбиты РЬ Ьуг.
3 Относительные светимости исчисляются в долях полной
светимости системы.
компонента имеет следующие параметры: M2 = = 1.1 Mq, r2 = 0.114, L2 = 0.430. Из этого решения видно, что в системе реализован случай системы типа Алголя, когда менее массивная звезда имеет больший радиус, чем более массивная. В решении присутствует так называемый "третий свет" L3 = 0.336, который принадлежит либо звезде поля, либо третьей компоненте системы. Компоненты двойной звезды вращаются в плоскости, почти перпендикулярной картинной плоскости (i = = 89°). Оценка произведения эксцентриситета и долготы периастра, данная авторами, составляет e cos ш < 0.0002. У звезд практически круговые орбиты. Оценка спектральных классов звезд, согласно [19], следующая: G0V + G5V.
Боцула [20] исследовал кривую блеска FL Lyr и нашел, что около вторичного минимума блеск системы падает. Он предположил, что в системе имеется диффузная материя, расположенная близко к вторичной компоненте, которая перекрывает часть света при вторичном затмении и искажает форму кривой в этом месте. Это предположение вполне укладывается в физику звезд типа Алголя, согласно которой более продвинутая по эволюции главная компонента сбрасывает свою оболочку на вторичную компоненту. Кроме того, кривая блеска FL Lyr испытывала эпизодические ослабления до 0.04m—0.05т. Возможно, что все эти искажения имеют случайный характер и могут быть вызваны систематическими ошибками именно той кривой блеска FL Lyr, которая изучалась в работе [20].
В 1986 г. Поппер и др. [21] получили фотоэлектрические и спектроскопические кривые блеска FL Lyr. Они нашли новое фотометрическое решение кривой блеска (ri = 0.140, r2 = 0.105, i = = 86.3°, L1 = 0.79, L2 = 0.21), а также оценили массы звезд и спектральный класс компонент: 1.22 MQ, 0.96 Mq, F8 + G8. С большой точностью орбита звезд круговая. Возраст системы FL Lyr при сравнении наблюдаемых параметров системы и параметров системы, определенных из теоретических эволюционных треков звезд такой же массы, оценивается в 5.3 х 107—3.55 х 109 лет, при этом наиболее правдоподобное значение возраста составляет 2.29 х 109 лет [22]. Время жизни звезды с массой 1.2 Mq на ГП составляет приблизительно 4.9 х 109 лет [23, ф-ла (6)], и, следовательно, обе компоненты FL Lyr не успели покинуть ГП. "Третий свет" в работе [21] не обнаружен. При вычислении фотометрических параметров на величину k = r2/r1 (отношение радиуса вторичной к главной компоненте) в работе накладывалось ограничение k < 1. Это ограничение исключает все решения для пары звезд, входящих в систему типа
Алголя, т.е. системы с обратным отношением радиусов компонент. Однако в пользу полученных параметров свидетельствует то, что, по утверждению авторов, нет никаких систематических отклонений разности блеска от времени между вычисленными и наблюдаемыми значениями. Параметры звезд значительно отличаются от решения, найденного Кристальди [19]. Из особенностей кривых блеска авторы работы [21] заметили модуляцию светимости (Am = 0.007m), и они связывают это явление с осевым вращением компонент.
3. ДАННЫЕ НАБЛЮДЕНИЙ FL Lyr НА ТЕЛЕСКОПЕ "КЕПЛЕР"
Мы исследовали данные, полученные в результате работы космического телескопа "Кеплер". Основной целью проекта "Кеплер" был поиск эк-зопланет транзитным методом. Мы использовали данные, полученные "Кеплером", для тайминга затмений (построения светового уравнения) звезды FL Lyr. Подробную информацию о телескопе "Кеплер" можно получить в описании [24].
Данные "Кеплера" представляются архивом для космических телескопов имени Барбары Микульской (MAST); архив управляется Институтом исследования космоса с помощью космических телескопов (STScI). Использованные нами данные можно получить по ссылке [25]. Идентификационный номер FL Lyr в каталоге телескопа "Kеплер" (Kepler Input Catalog) — 9641031. Подробную информацию о том, как осуществлять поиск и скачивание данных в архиве, можно получить в описании [24].
Архив телескопа "Кеплер" предоставляет собой файлы с данными в fits-формате. Файлы представлены в двух вариантах: LC (long cadence) и SC (short cadence). LC — основной вариант, данные в этом
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.