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.