CC BY
64
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 3, с. 341-344
УДК 524.3-337
ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ FKCom
© 2014 В. Б. Пузин1*, И. С. Саванов1,
И. И. Романюк2, Е. А. Семенко2, Е. С. Дмитриенко3
1Институт астрономии РАН, Москва, 119017 Россия 2Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия
3Государственный астрономический институт им. П. К. Штернберга Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова, Москва, 119992 Россия Поступила в редакцию 21 мая 2014 года; принята в печать 9 июня 2014 года
Представлены результаты новых спектрополяриметрических наблюдений FKCom с целью измерения величины продольной компоненты ее магнитного поля Bz. Наиболее интересная интерпретация наших результатов — предположение о том, что величина Bz значительно уменьшилась по сравнению с опубликованными в литературе результатами наблюдений этой звезды в 2008 г. Такое уменьшение величины продольной компоненты магнитного поля может быть аналогично зарегистрированным раннее для другой хромосферно-активной звезды II Peg вековым изменениям Bz. С другой стороны, предполагая присутствие изменения величин Bz с фазой вращения, мы высказываем предположение о том, что изменения фазовой кривой Bz от 2008 к 2012 г. вызваны усилением пятна отрицательной полярности, приобретением им доминирующей роли и, как следствие, в целом более симметричным распределением магнитных областей.
Ключевые слова: звёзды: магнитное поле — звёзды: активность — звёзды: индивидуальные: FKCom
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезда FKComae Berenices (HD 117555, далее — FKCom) является прототипом одиночных быстровращающихся хромосферно-активных звезд спектральных классов G—K. Число звезд данного вида крайне малочисленно [1]. Кроме самого прототипа FKCom, в их число входят ET Dra (BD +70°959) и HD 199178. Звезда UZLib была исключена из объектов этого типа. Сама FKCom является очень активной звездой позднего спектрального класса, которая интенсивно изучается в ходе наземных фотометрических и спектральных наблюдений, а также многочисленных космических ультрафиолетовых и гамма-наблюдений (см. ссылки на описание этих наблюдений в [2, 3]). Ссылки на литературные источники, в которых перечислены основные свойства FK Com, можно также найти в [4] и в серии статей Корхонен с соавторами (см. в [3]), ниже они приводятся согласно данным этих публикаций. Спектральный класс FKCom оценивается как G5III, проекция скорости вращения звезды на луч зрения составляет 159 км с-1. Фотометрический период вращения FKCom составляет 2d4 [5]. Анализ фотометрических наблюдений [4]
E-mail: vpuzin@inasan.ru
выявил смену положения доминирующей активной области (флип-флопа) на поверхности звезды по долготе на величину примерно 180°. Анализ доплеровских карт и фотометрических данных позволил установить, что вращение поверхности FKCom является дифференциальным (коэффициент дифференциального вращения по разным оценкам составляет 0.012—0.03). Циклы активности FKCom лежат в интервале времени от 4.5 до 6.1 лет.
Особый интерес представляет исследование [6], в котором было выполнено сопоставление изменений измеренных величин продольного магнитного поля с положениями активных областей на поверхности звезды, установленными по доплеровским картам и результатам анализа фотометрической переменности звезды. Были найдены фазы периода вращения звезды, в которых достигаются максимальное (271 ± 24 Гс) и минимальное (60 ± 17 Гс) значения продольной компоненты магнитного поля. В качестве объяснения была предложена модель, в которой переменность магнитного поля объясняется изменением видимого положения двух активных областей, отстоящих друг от друга на 0.2 по фазе. Уникальные свойства звезды и указанные выше обстоятельства побудили нас провести новые независимые спектрополяриметрические наблюде-
341
342
ПУЗИН и др.
Среднее продольное магнитное поле FKCom
Дата HJD2400000+ Фаза Bz, Гс
12.05.02 56050.26097 0.1834 81
12.05.02 56050.33876 0.2158 -61
12.05.02 56050.47696 0.2734 -34
12.05.03 56050.55856 0.3074 -141
12.05.03 56051.46487 0.6850 -104
12.04.04 56052.28542 0.0269 1
12.05.04 56052.37188 0.0629 81
12.05.04 56052.45314 0.0967 17
12.05.05 56052.55384 0.1387 -31
12.05.05 56053.29417 0.4471 -ПО
12.05.05 56053.44348 0.5093 -8
12.05.06 56054.37862 0.8989 21
12.07.29 56138.30906 0.8664 -10
ния FK Com с целью измерения величины продольной компоненты ее магнитного поля.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ И ИЗМЕРЕНИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ
Наблюдательный материал для определения величины продольного магнитного поля звезды был получен на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа САО. Журнал наблюдений приводится в таблице. Фазы наблюдений вычислялись по эфемеридам из [4]. Был использован анализатор круговой поляризации в сочетании с поворотной пластинкой А/4 [7]. Наблюдательная программа включала исследуемый объект (FK Com), для контроля измерений регистрировались спектры стандарта магнитного поля (a2 CVn), а также звезды с нулевым общим магнитным полем.
Спектральное разрешение составляло R = 15 000. При наблюдениях применялась ПЗС-матрица размером 4600x2000 элементов. Полученный материал охватывал спектральный диапазон 4420—4970 A. Обработка данных проводилась стандартным методом в системе ESO MIDAS с пакетом программ Zeeman [8]. Первичная обработка включала в себя построение и последующее вычитание из всех рабочих снимков усредненного кадра подложки (bias), калибровку по длинам волн с использованием спектра Th-Ar-лампы, экстракцию одномерного спектра и его нормировку на континуум.
Для определения величины продольной компоненты магнитного поля Bz для FKCom была
выбрана методика, предложенная в [9] и подробно обсужденная в [10]. Ранее аналогичная методика уже применялась нами в [11, 12] для анализа поляризационных наблюдений субкарлика Bal09, проведенных на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа САО РАН в 2010 и 2012 гг. По этой же методике были выполнены оценки Bz для стандартов магнитного поля (a2 CVn и y Equ) и звезд с нулевым общим магнитным полем. Согласно методике [9, 10], величина продольной компоненты магнитного поля определяется при некоторых предположениях, например, о слабом магнитном поле (как правило, менее 10 кГс).
Как и в [11, 12], величина продольной компоненты магнитного поля Bz определяется по отношению параметров Стокса V/I [10] из уравнения
V/I = -деп
е Л2 1 d/
4тттес2 I\ dA
где geff — эффективный фактор Ланде, А — длина волны в A, Bz — величина продольной компоненты магнитного поля.
В [11, 12] мы приводили аргументы в пользу того, что при многих спектрополяриметрических измерениях хорошо обоснованным является выбор величины geff, близкой к единице, а кроме этого, geff = 1.2 служит хорошим приближением для спектров Ар-звезд(стандарты магнитного поля a2 CVn и y Equ). Поэтому в нашем исследовании geff было выбрано равным 1.2.
Как и в [6], определение Bz для FKCom в рамках нашего исследования было выполнено методом регрессионного анализа. Метод позволяет получить одновременно оценки ошибок параметров регрессии и, следовательно, погрешность Bz.
Как указывалось, программа наших наблюдений также включала a2 CVn и y Equ — яркие магнитные звезды, для которых опубликованы многочисленные измерения продольной компоненты магнитного поля. Как правило, измерения Bz для a2 CVn и y Equ проводятся с целью калибровки и учета инструментальной поляризации.
3. АНАЛИЗ ВОЗМОЖНОЙ ПЕРЕМЕННОСТИ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
На рисунке графически представлены результаты наших наблюдений, а также для сравнения результаты из [6] для FKCom. Представленные результаты допускают несколько интерпретаций. Среди них наиболее простым является предположение об отсутствии магнитного поля у изучаемой звезды. Следует учитывать, что погрешности наших измерений Bz примерно в три раза больше, чем в [6]. При этом можно предполагать, что магнитное поле не было зарегистрировано потому,
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ FKCom
343
что оно значительно уменьшилось (см. ниже), и его величина стала ниже точности наших измерений.
Среднее значение Bz для FKCom по нашим измерениям составляет —23 Гс, а по данным [6] оно равно 189 Гс. Максимальные и минимальные значения Bz лежат в диапазонах: 81 Гс и —141 Гс в нашем случае, и 272 Гс —60 Гс — по данным [6]. Отметим, что промежуток времени между наблюдениями [6] и выполненными нами составляет 4 года, и указанное уменьшение Bz может быть аналогично зарегистрированным раннее вековым изменениям Bz для другой хромосферно-активной звезды II Peg (см. рис. 3 в [13]). Для II Peg авторы [13] пришли к заключению о систематическом уменьшении амплитуды переменности Bz в течении промежутка времени от 2004 до 2010 г. При этом было установлено значимое отличие от 0 Гс величины Bz для наблюдений во временном интервале от начала мониторинга до эпохи 2006.9. Это обстоятельство позволило авторам сделать заключение о присутствии большой магнитной области положительной полярности до указанной эпохи (2006.9) и более симметричного распределения магнитных областей после нее.
Возвращаясь к FKCom отметим, что есть возможность иначе интерпретировать данные, полученные нами в 2012 г., если, как и для данных [6], предположить изменение величины Bz с фазой вращения. Среди наших данных присутствуют шесть измерений Bz отрицательного знака. Они группируются для значений фаз 0.2—0.7 и, возможно, образуют широкий минимум. В [6] было высказано предположение о формировании новой активной области, проявляющей себя на кривой блеска на фазах 0.6—0.8. Именно в этой части фазовой кривой существуют самые значительные различия между нашими данными и измерениями [13], которые можно пытаться связать с развитием и эволюцией новой активной области. Более того, это согласуется с высказанным в [6] предположением о том, что пятно, доминирующее на поверхности звезды при фазе 0.1 имеет положительную полярность, а наблюдаемый в 2008 г. минимум Bz на фазе 0.3 вызван появлением пятна отрицательной полярности. Изменения кривой Bz от 2008 к 2012 г. в таком случае могут быть вызваны усилением этого пятна, приобретением им доминирующей роли и, как следствие, в целом более симметричным распределением магнитных областей. В этом случае наша интерпретация повторяет выводы, сделанные в [13].
4. ВЫВОДЫ
Представлены результаты новых спектрополяриметрических наблюдений FKCom с целью измерения величины продольной компоненты ее магнитного поля. Полученные нами результаты можно
Phase
Среднее продольное магнитное поле FK Com по нашим наблюдениям (заполненные кружки) и по данным [1].
интерпретировать как отсутствие магнитного поля у изучаемой звезды (магнитное поле не было зарегистрировано либо потому, что претерпело значительное уменьшение по сравнению с [6], либо потому, что его величина лежит ниже точности наших измерений, в первом случае указанное уменьшение Bz может быть аналогично зарегистрированным раннее для другой хромосферно-активной звезды II Peg вековым изменениям Bz [13]). С другой стороны, шесть наших измерений Bz отрицательного знака группируются для значений фаз 0.2—0.7, образуя, возможно, широкий минимум и позволяя предположить присутствие изменения величин Bz с фазой вращения (аналогично тому, как было сделано в [6]). Изменения в этой части фазовой кривой могут быть связаны с развитием и эволюцией новой активной области, подтверждая предположение высказанное в [6]. В этом случае изменения кривой Bz от 2008 к 2012 г. вызваны усилением пятна отрицательной полярности, приобретением им доминирующей роли и, как следствие, в целом более симметричным распределением магнитных областей. Для выбора между высказанными гипотезами о поведении и эволюции магнитного поля FKCom мы планируем продолжение спектрополяриметрических наблюдений этой крайне интересной хромосферно-активной звезды.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
344
ПУЗИН и др.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. B. W. Bopp and R. E. Stencel, Astrophys. J. 247, L131 (1981).
2. T. Hackman, J. Pelt, M. J. Mantere, et al., Astron. and Astrophys. 553, A40 (2013).
3. H. Korhonen, S. V Berdyugina, T. Hackman, et al., Astron. and Astrophys. 476, 881 (2007).
4. L. Jetsu, J. Pelt, and I. Tuominen, Astron. and Astrophys. 278,449(1993).
5. P F. Chugainov, IBVS, No. 172, 1 (1966).
6. H. Korhonen, S. Hubrig, S. V Berdyugina, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 395,282 (2009).
7. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Stars, Ed. by Yu. Glagolevskij, D. Kudryavtsev, and
I. Romanyuk (SAO RAS, Nizhnij Arkhyz, 2004),
p. 286.
8. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
9. J. D. Landstreet, Astrophys. J. 258,639(1982).
10. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and Astrophys. 389, 191 (2002).
11. I. S. Savanov, I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and E. S. Dmitrienko, Astronomy Reports 55, 1115
(2011).
12. I. S. Savanov, I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and E. S. Dmitrienko, Astronomy Reports 57, 751
(2013).
13. O. Kochukhov, M. J. Mantere, T. Hackman, and
I. Ilyin, Astron. and Astrophys. 550, 84 (2013).
A Study of the Magnetic Field in FKCom V. B. Puzin, I. S. Savanov, 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, and E. S. Dmitrienko
We present the results of our new spectropolarimetric observations of FKCom aimed to measure the longitudinal component Bz of its magnetic field. The most interesting interpretation of our results suggests that the Bz value has significantly decreased compared to the 2008 observations of this star. Such a decrease of the longitudinal component of the magnetic field can be similar to the secular variations of Bz registered earlier for another chromospherically active star II Peg. On the other hand, assuming the existence of Bz variations with the rotation phase, we suggest that the variations of the phase curve Bz from 2008 to 2012 originated because of the strengthening of the negative polarity spot, its domination, and as a result—a generally more symmetric distribution of magnetic regions.
Keywords: stars: stars: magnetic field—stars: activity—stars: individual: FKCom
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ
том 69 № 3
2014
