Введение к работе
Актуальность темы
В середине XX столетия стало известно, что многие звезды поздних спектральных классов, от F до М, проявляют активность, аналогичную солнечной Физические механизмы, определяющие все многообразие проявлений такой активности, связаны с магнитными полями, которые генерируются вихревой турбулентностью во внешних конвективных зонах этих звезд Детальное изучение явлений звездной активности позволяет исследовать структуру магнитных полей, что имеет большое значение для развития теории звездного магнетизма и возможности проверки моделей солнечного динамо.
Можно выделить следующие проявления звездной активности
1) Пятенная активность, которая проявляет себя во вращательной модуляции блеска и профилей фотосферных линий, вызываемой холодными пятнами на поверхности звезды, 2) Хромосферная активность, которая проявляется, прежде всего, в присутствии в спектрах активных звезд эмиссионных линий На и Н и К Call и обычно связана с хромосферними факелами; 3)Вспышечная активность — скоротечные мощные выделения энергии во всех диапазонах от гамма-излучения до радиодиапазона, 4) Корональная активность Она проявляется в сильном и переменном излучении в рентгеновском и радиодиапазоне
Отличительной чертой всех наблюдаемых проявлений звездной активности является тот факт, что их энергетика на несколько порядков превышает аналогичные явления на Солнце
Впервые запятненность была обнаружена в красной карликовой двойной системе YY Gem (Kron, 1950), а затем еще в одной похожей системе BY Dra {Chugcnnov, 1966), которая впоследствии дала название классу активных карликовых звезд Начиная с 1970-х годов, началось активное исследование запятненных звезд, в том числе и с помощью космических аппаратов {напр Budding et al, 1982) В настоящее время известно несколько типов запятненных звезд самых различных масс и находящихся на различных стадиях эволюции молодые звезды типа Т Таи, проэволюционировавшие синхронизованные компоненты тесных двойных систем — системы типа RS CVn и W UMa, холодные карликовые маломассивные звезды типа BY Dra, одиночные гиганты типа FK Com Объекты такого различного эволюционного статуса объединяет одно общее свойство — все они обладают внешними конвективными оболочками и быстрым осевым вращением, что, как полагают, вызывает развитие сильных магнитных полей Основные свойства запятненных звезд обсуждаются в работах Бердюгиной {Berdyugina, 2005), Гершберга (2002) и Штрассмайера (Strassmeier et al, 1993)
Наиболее мощные проявления активности наблюдаются в двойных системах типа RS CVn Звезды этого типа представляют собой класс тесных двойных разделенных синхронизованных систем с более массивным главным компонентом, который является гигантом, субгигантом или карликом спектрального класса G - К, и менее массивным вторичным компонентом -субгигантом или карликом спектрального класса G - М {Hall, 1976) На их кривых блеска обнаруживается вращательная модуляция с амплитудами до
0 6т в полосе V, которая объясняется наличием пятен на фотосферах этих
звезд Спектральные наблюдения в линиях TiO показали, что пятна
значительно холоднее окружающей фотосферы {Ramsey and Nations, 1980)
Было обнаружено, что изменение интенсивности эмиссионных линий
оказывается в противофазе с фотометрической переменностью — минимум
блеска вращательной модуляции соответствует максимальной интенсивности
в линиях На и Н и К Call {Dorren and Guinan, 1982) Это указывает на то, что
поверхностная активность этих звезд обусловлена локальными областями,
которые включают в себя как эмиссионные яркие факелы и корональные
петли, так и темные пятна (по аналогии с активными районами,
наблюдаемыми на Солнце) Анализ как фотометрических, так и спектральных
наблюдений звезд типа RS CVn, позволяет предположить присутствие
значительного количества пятен на их поверхностях, покрывающих до
половины видимого диска звезды
Среди звезд типа RS CVn особый интерес представляют короткопериодические системы с орбитальными периодами меньше суток, так как в них ожидается более высокий уровень активности (Hall, 1976) В отличие от классических звезд типа RS CVn, в состав короткопериодических систем не входят субгиганты - эти системы состоят из быстровращающихся карликовых компонентов
Несмотря на то, что в последнее десятилетие интерес к звездной активности сильно возрос, до сих пор остается много нерешенных проблем, касающихся природы звездного магнетизма, эволюции звездных пятен, их широтного и долготного распределения, циклов активности, а также корреляции запятненности с другими индикаторами активности и фундаментальными характеристиками звезд Решению этих вопросов и посвящена настоящая диссертация, что и определяет ее актуальность
Цели работы
1 Осуществление программы многоцветных фотометрических наблюдений
активных звезд поздних спектральных классов типа RS CVn с целью
изучения кривых блеска этих систем и последующего анализа их
пятенной активности, определения ее связи с другими проявлениями
активности,
Определение, по полученным кривым блеска, фотометрических элементов и фундаментальных характеристик затменных систем, уточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла,
Определение параметров запятненности ряда активных двойных систем типа RS CVn в рамках единого метода и анализ зависимостей параметров звездных пятен от основных характеристик звезд,
Анализ долговременной переменности исследуемых систем с целью изучения эволюции пятнен и поиска цикличности активности звезд
Научная новизна работы
В работе впервые сделано следующее
Получены и проанализированы новые многоцветные (BVR и UBVRI) фотометрические наблюдения восьми активных двойных систем поздних спектральных классов (CG Cyg, ВН Vir, WY Спс, IN Com, IL Com, UX An, V711 Таи и CM Dra), в том числе двух малоизученных (CM Dra и IL Com)
Впервые зарегистрирована оптическая вспышка в системе WY Спс, вычислены ее характеристики и проанализирована активность звезды в период, предшествовавший вспышке Вычисленная интегральная энергия вспышки составила от 10 до 10 эрг в зависимости от фотометрической полосы, что соответствует наиболее мощным вспышкам, наблюдавшимся в системах типа RS CVn. Выявлено, что вспышка произошла вблизи области максимальной запятненности звезды, на стороне, обращенной к звезде-компаньону, в период наиболее однородной запятненности обеих полусфер звезды
Впервые показано, что в короткопериодических системах ВН Vir и WY Спс в течение длительных промежутков времени (40 и 42 года) существуют активные долготы (АД) - две выделенные области, разделенные приблизительно на 180, на которых группируются пятна Обнаружено, что переключения доминирующей активности между долготами в трех короткопериодических RS CVn системах ВН Vir, WY Спс и CG Cyg происходят хаотично и не показывают наличия циклов в отличие от классических звезд типа RS CVn У всех трех систем положение АД различно в ВН Vir они расположены по линии, соединяющей центры компонентов системы, в CG Cyg долготы расположены перпендикулярно линии центров, а в WY Спс максимумы запятненности дрейфуют с течением времени в сторону уменьшения долготы Наличие АД указывает на неосесимметричную структуру магнитных полей в этих звездах
Впервые в красной карликовой системе CM Dra по длительным наблюдениям получены свидетельства существенного изменения долготы запятненных областей с течением времени
Построены и проанализированы долговременные кривые блеска на временных интервалах от 5 до 42 лет наблюдавшихся звезд и одиннадцати дополнительных классических звезд типа RS CVn, фотометрические данные для исследования которых были взяты из литературы Определены абсолютные звездные величины и показатели цвета наиболее яркого состояния звезд, которое интерпретировано как состояние незапятненной фотосферы
Впервые построены зональные модели запятненности семнадцати систем типа RS CVn Показано, что фотометрическая переменность всех звезд может быть объяснена многочисленными мелкими пятнами, расположенными на широтах от 0 до 58 Получены зависимости параметров звездных пятен от основных характеристик звезд Средняя широта пятен и их температура растут с увеличением температуры звезд, а максимальные площади запятненных областей показывают слабую тенденцию роста с уменьшением числа Россби Выявлено, что найденные закономерности совпадают с аналогичными зависимостями для звезд-карликов типа BY Dra
Обнаружены циклы активности пяти систем - CG Cyg (17 лет), ВН Vir (23 года), IN Com (7 лет), V478 Lyr (6 7 лет), AR Psc (8.7 лет), выраженные в изменениях среднего блеска систем со временем Для восьми звезд обнаружены корреляции широты и площади пятен солнечного характера (рост площади пятен с уменьшением их широты) и антисолнечного характера Проведены оценки скорости широтного дрейфа пятен для ряда звезд Скорость дрейфа оказалась в несколько раз меньше значения, характерного для дрейфа солнечных пятен
Научная и практическая значимость работы
Полученные многоцветные фотометрические наблюдения представляют ценный материал, который содержит большой объем информации Их использование совместно с последующими наблюдениями даст возможность уточнить или обнаружить циклы активности звезд, аналогичные 11-летнему циклу активности Солнца Полученные параметры запятненности двойных звезд и зависимости характеристик запятненных областей от основных параметров звезд могут быть использованы для развития теории звездного магнетизма в тесных двойных системах путем их сравнения с теоретическими расчетами
На защиту выносятся
Многоцветные фотоэлектрические кривые блеска шести активных двойных систем поздних спектральных классов- CG Cyg, ВН Vir, WY Cnc, IL Com, IN Com и CM Dra, полученные в течение нескольких наблюдательных сезонов (всего более 400 часов наблюдений), и результаты их анализа
Результаты моделирования звездных пятен семнадцати систем типа RS CVn в 421 наблюдательную эпоху и вывод о том, что запятненные области занимают низко и среднеширотные области, площадь запятненности может достигать 55% полной поверхности звезды, а температуры пятен холоднее окружающей фотосферы на 600 - 2300 К.
Полученные зависимости параметров звездных пятен (температуры, средних широт и площади) от показателя цвета V — I и числа Россби, результаты сравнения этих зависимостей с запятненными карликами и Солнцем и вывод о качественном сходстве картины запятненности на системах типа RS CVn и BY Dra
Результаты анализа многолетних долговременных кривых блеска семнадцати систем типа R.S CVn и обнаружение циклов изменения среднего блеска пяти систем Длительность циклов заключена в пределах от 7 до 23 лет
Фотометрические элементы орбиты и фундаментальные параметры компонентов затменных систем CG Cyg, WY Cnc, ВН Vir, CM Dra, полученные из решения их кривых блеска, уточнение их положения на диаграмме Герцшпрунга-Рессела Вывод о том, что компоненты исследованных систем далеки от заполнения своих полостей Роша
Апробация результатов
Результаты работы докладывались на научных семинарах Лаборатории физики звезд и галактик Крымской астрофизической обсерватории, на семинарах Коуровской астрономической обсерватории УрГУ, а также на следующих конференциях
Всероссийской астрономической конференции (Санкт-Петербург, 6 -12 августа 2001 г);
На симпозиуме MAC No 223 Multi-Wavelength Investigations of Solar Activity, (St -Peterburg, 14-19 June 2004),
Всероссийской конференции "Астрономия 2006 традиции, настоящее и будущее" (Санкт-Петербург, 26 — 29 июня 2006 г );
Международной конференции "Физика звездных атмосфер химический состав, магнетизм и поверхностные неоднородности" (Крым, п Научный, НИИ КрАО, 17 - 23 июня 2007 г)
Международных Студенческих научных конференциях "Физика космоса" (Екатеринбург, февраль 2000, 2003, 2004, 2005, 2006, 2007, 2008 гг)
Личный вклад автора
Автору принадлежит активное участие в обсуждении и постановке задачи, выбор объектов исследования, за исключением одиннадцати дополнительных классических систем типа RS CVn, был выполнен автором Во всех статьях фотометрические наблюдения и их обработка выполнены автором, кроме наблюдений систем UX An, V711 Таи и частично системы CM Dra (с 1996 г по 1997 г.) Автор принимал равное с соавторами участие в обсуждении и интерпретации результатов наблюдений, расчетах и написании статей
Структура и объем диссертации
Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения, списка цитируемой литературы (269 наименований) и приложения Полный объем диссертации 169 страниц машинописного текста, включая 67 рисунков, 23 таблицы и 9 страниц приложения
