ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2013, том 39, № 7, с. 508-520
УДК 524.33
МАГНИТНО-АКТИВНЫЕ ЗВЕЗДЫ В ТЕЛЬЦЕ-ВОЗНИЧЕМ: АКТИВНОСТЬ И ВРАЩЕНИЕ
© 2013 г. К. Н. Гранкин*
НИИ "Крымская астрофизическая обсерватория", пос. Научный, Украина Поступила в редакцию 29.01.2013 г.
Исследована выборка 70 магнитно-активных звезд, расположенных в направлении области звездообразования Тельца—Возничего. Проанализировано положение звезд выборки на диаграмме Россби. Показано, что все звезды находятся в режиме насыщенного динамо, когда рентгеновская светимость достигает максимума и не зависит от числа Россби. Обнаружена зависимость между эквивалентной шириной линии лития и возрастом звезд солнечной массы (от 0.7 до 1.2 Ыо) на стадии до главной последовательности. Чем больше возраст, тем меньше эквивалентная ширина линии Li. Анализ многолетней фотометрической переменности блеска этих звезд показал, что фотометрическая активность самых молодых звезд заметно выше, чем активность более старых объектов выборки. Этот результат может быть косвенным подтверждением эволюции магнитного поля звезд на стадии до главной последовательности от преимущественно дипольной и осесимметричной к многополюсной и неосесимметричной.
Ключевые слова: звезды — физические свойства, вращение, активность, звезды до главной последовательности.
DOI: 10.7868/S0320010813070115
ВВЕДЕНИЕ
В предыдущей статье Гранкина (2013б) исследована выборка 74 магнитно-активных звезд в направлении на область звездообразования (ОЗ) Тельца—Возничего. Выборка содержит 24 хорошо известные молодые звезды, находящиеся на стадии до главной последовательности (PMS), и 60 кандидатов в PMS-звезды из работы Вихмана и др. (1996). Все объекты выборки характеризуются отсутствием избытков излучения в оптической и близкой ИК-области и, следовательно, не имеют аккреционных дисков. На основе аккуратных данных об основных физических параметрах (см. табл. 3,4 в работе Гранкина, 2013а) и литературных данных о собственном движении, рентгеновской светимости, эквивалентной ширине линий Ha и Li (см. табл. 1 в работе Гранкина, 2013б), уточнен эволюционный статус этих объектов. В результате выделена группа из 70 объектов с возрастом 1 — 40 млн. лет. Было показано, что 50 звезд из этой группы с высокой долей вероятности принадлежат ОЗ Тельца—Возничего. Другие 20 объектов имеют спорный эволюционный статус и могут принадлежать как ОЗ Тельца—Возничего, так и Поясу Гулда (см. табл. 3 в работе Гранкина, 2013б). Для
Электронный адрес: konstantin.grankin@rambler.ru
50 PMS-звезд с известными периодами вращения проанализирована связь между вращением, массой и возрастом. Показано, что вращение зависит как от массы, так и от возраста молодых звезд. Исследована эволюция углового момента вращения звезд выборки в течение первых 40 млн. лет. Показано, что активное взаимодействие между звездами выборки и их протопланетными дисками происходило на временно)м интервале от 0.7 до 10 млн. лет. В настоящей работе обсуждаются различные параметры магнитной активности PMS-звезд выборки и исследуется связь между активностью и вращением.
АКТИВНОСТЬ И ВРАЩЕНИЕ
Все PMS-звезды из нашей выборки демонстрируют повышенную переменную рентгеновскую эмиссию, что является свидетельством существования горячей короны, а значит, и магнитной активности. Ключевой нерешенный вопрос относительно этой рентгеновской эмиссии: существует ли аналогия между магнитной активностью PMS-звезд и магнитной активностью Солнца?
На Солнце и на всех звездах, чья внутренняя структура состоит из радиационного ядра и
05 КО К5 МО Спектральный класс
М5
Рис. 1. Зависимость ЕШ(Иа) от спектрального класса. Штрихпунктирная линия показывает верхний предел ЕШ(Иа) для неактивных звезд поля. Штриховая линия соответствует нулевому уровню для ЕШ(Иа). Черными и белыми символами обозначены объекты с надежным и ненадежным эволюционным статусом соответственно. Объекты, классифицированные как ШТТБ (возраст <10 млн. лет) и как РТТБ (возраст >10 млн. лет), отмечены кружками и квадратами соответственно.
конвективной оболочки, магнитная активность, по-видимому, производится так называемым механизмом аО-динамо. Этот механизм действует в тонкой оболочке, лежащей на границе раздела лучистой и конвективной зон, и генерируется взаимодействием между дифференциальным вращением и конвективным движением вещества (см. Шрайвер, Зваан, 2000, и ссылки там). Эта гипотеза подтверждается существованием магнитной активности, которая проявляется через холодные фотосферные пятна, хромосферную эмиссию в линиях И и К кальция и линии Иа, а также через корональную рентгеновскую эмиссию. В конечном счете, этот тип динамо управляется вращением звезды, благодаря чему наблюдается сильная корреляция между активностью и вращением для звезд солнечного типа с возрастом >100 млн. лет. Эта корреляция была впервые обнаружена Скуманичем (1972) и впоследствии подтверждена многочисленными исследованиями (см., например, Паттен, Саймон, 1996; Терндрап и др., 2000; Барнес, 2001). Корреляция обычно проявляется в линейном увеличении индикаторов активности с увеличением скорости вращения, сопровождаемом насыщением активности при высокой скорости вращения. Однако известно, что РМБ-звезды являются полностью конвективными и, таким образом, не могут обеспечить основу для существования динамо солнечного типа. По мере эволюции РМБ-звезд к главной последовательности (ГП), их скорость вращения сильно меняется, что может приводить к изменению самих механизмов генерации магнитного поля и, как следствие, к изменению свойств магнитной активности и их связи со звездным вращением.
Таким образом, исследование взаимосвязи между магнитной активностью и вращением РМБ-звезд может обеспечить понимание тех фундаментальных изменений в физике звезд, которые происходят в интервале возрастов 1 — 100 млн. лет. В следующих разделах мы остановимся на исследовании связи между вращением РМБ-звезд в Тельце— Возничем и различными индикаторами магнитной активности этих звезд.
Природа связи между магнитной активностью и вращением может быть сложной, поскольку она зависит от звездного возраста, массы, внутренней структуры и, возможно, взаимодействия с дисками на ранних стадиях эволюции. Чтобы разделить различные процессы, мы начнем с анализа эквивалентной ширины линии Иа (БШ(Иа)) как функции температуры или спектрального класса. Следует отметить, что большинство объектов нашей выборки были идентифицированы в рентгеновских обзорах, и выборка может быть смещена к более активным объектам. Поэтому при обсуждении активности мы предпочитаем использовать критерии, основанные на верхнем пределе активности в нашей выборке, а не на более низком пределе, так как последний может быть сильно смещен.
ХРОМОСФЕРНАЯ АКТИВНОСТЬ
Линия Иа используется обычно как индикатор хромосферной активности, возникающей из-за фотоионизации и столкновений в горячей хромосфере. На рис. 1 показана зависимость БШ(Иа) от
32 31
X 30 ^ 29
7
^ 6
(В)
• ф
©
-0.5
0.5 Рш
1.0
1.5
Рис. 2. Зависимость между периодом вращения и параметрами рентгеновской активности: рентгеновской светимостью ЬХ (а), отношением ЬХ/ЬЬо\ (б) и рентгеновским поверхностным потоком ^Х (в). Положение Солнца обозначено соответствующим знаком. Обозначения объектов те же, что на рис. 1.
эффективной температуры, в нашем случае представленной спектральным классом. Черными и белыми символами обозначены объекты с надежным и ненадежным эволюционным статусом соответственно (подробности см. в работе Гранкина, 2013б). Объекты, классифицированные как звезды типа Т Тельца со слабыми эмиссионными линиями (ШТТБ) с возрастом <10 млн. лет и как звезды, прошедшие стадию Т Тельца (РТТБ) с возрастом >10 млн. лет, отмечены кружками и квадратами соответственно. Из рисунка видно, что ЕШ(Иа) является очевидной функцией спектрального класса. В то время, как у звезд спектрального класса G линия Иа находится в абсорбции (ЕШ(Иа) ~ 2 А), у звезд спектральных классов К1—К4 линия Иа демонстрирует постепенный переход в состояние эмиссии. Для звезд позднее К5 линия Иа находит-
ся в эмиссии всегда. Разброс значений ЕШ(Иа) увеличивается, и для звезд спектральных классов М значения ЕШ(Иа) находятся в диапазоне от 0
до —7 А. Сильное изменение ЕШ(Иа) со спектральным классом отражает не только изменение хромосферной активности, но и дополнительные эффекты, связанные со снижением уровня континуума при уменьшении звездной светимости и с изменением фотосферного поглощения в линии Иа, которое равно нулю для М-карликов и увеличивается к более ранним спектральным классам. Комбинированные эффекты понижения уровня континуума и фотосферного поглощения в линии Иа были оценены из спектральных наблюдений стандартных неактивных звезд в работе Шольца и др. (2007). Линейное приближение ЕШ(Иа) как функции спектрального класса показано на рис. 1 штрихпунктирной линией. Эта линия совпадает с зависимостью ЕШ(Иа) от спектрального класса для звезд в Гиадах и для звезд поля различных спектральных классов (см. детали в работе Шольца и др., 2007). Таким образом, эта линия является оценкой для чисто фотосферного вклада в ЕШ(Иа).
Из рисунка видно, что штрихпунктирная линия является нижней огибающей для звезд нашей выборки: практически все РМБ-звезды в Тельце— Возничем лежат выше этой линии, за исключением семи объектов, которые не показывают измеримую хромосферную активность. Таким образом, большинство звезд выборки являются хромосферно-активными объектами. Максимальный уровень активности быстро увеличивается для звезд спектральных классов К7—М4.
РЕНТГЕНОВСКАЯ АКТИВНОСТЬ
Прежде всего, мы исследовали возможную связь между периодом вращения (Рго0 и различными параметрами рентгеновской активности РМБ-звезд: рентгеновской светимостью (¿Х), рентгеновским поверхностным потоком (РХ) и избытком рентгеновской светимости, который определяется как отношение между рентгеновской и болометрической светимостями (ЬХ/¿ьы). Для вычисления этих параметров рентгеновской активности мы использовали данные из двух предыдущих статей (Гранкин, 2013а, б). На рис. 2 приведены соответствующи
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.