АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 7, с. 594-606

УДК 524.3-17+524.3-56

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

С ПЛАНЕТНЫМИ СИСТЕМАМИ

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

²Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова,

Государственный астрономический институт им. П.К. Штернберга, Москва, Россия

Поступила в редакцию 05.04.2018 г.; после доработки 25.12.2018 г.; принята к публикации 27.12.2018 г.

Проведено исследование активности молодых звезд, обладающих планетными системами: К2-231,

EPIC 219 388 192, К2-136, Kepler-66 и Kepler-67. Возраст этих объектов установлен по их принад-

лежности к скоплениям. В числе изученных — К2-136, вторая планетная система, обнаруженная в

скоплении Гиады. На момент открытия это первая мультипланетная система в молодых скоплениях.

Система обладает тремя планетами, одна из которых, наименьшая по размеру и имеющая наименьший

период, принадлежит к числу планет земного типа. Была прослеженанепрерывная эволюция активных

областей на поверхности К2-231, EPIC 219 388 192, К2-136, Kepler-66 и Kepler-67 в течение 70 сут.

Представлены заключения о характере изменений блеска изучаемых звезд, найдены или уточнены

периоды их вращения. Периоды вращения объектов лежат в интервале 9-15 сут. Для Kepler-66 и

Kepler-67 получены оценки параметра дифференциального вращения ΔΩ, которые составили 0.04-

-0.05 и 0.04 рад/сут соответственно. Построены карты температурных неоднородностей на поверхно-

сти пяти изученных звезд и сделано заключение о характере эволюции изменений положений активных

областей. Определенывеличины параметра S — площади запятненной поверхности звезд, которая для

наших объектов находится в пределах 0.7-4.5% от площади их полной видимой поверхности. Было

изучено положение объектов на диаграммах “S — возраст”, “S — период вращения” и “S — числа

Россби”, сделан вывод об их соответствии общему характеру зависимостей, установленных нами ранее

для 1570 М-карликов.

DOI: 10.1134/S0004629919060033

1. ВВЕДЕНИЕ

объекта: EPIC 211 901 114 из скопления Ясли и

EPIC 205 117 205 (К2-33), входящий в подгруппу

Наблюдательный материал из архива наблюде-

Upper Scorpius ассоциации Sco-Cen.

ний космической миссии Кеплер и ее продолжения

Результаты нашего анализа активности молодо-

(К2) сделал возможным высокоточные фотометри-

го объекта EPIC 247 267 267 из ассоциации Cas-

ческие исследования активности звезд с планет-

Tau с возрастом порядка 46 ± 8 млн. лет приведены

ными системами в скоплениях с возрастом до 1-

в [5]. Эта система (вместе с К2-33) является одной

-3 млрд. лет. В самых молодых системах физиче-

из наиболее молодых планетных систем, обнару-

ские и химические свойства формирующихся пла-

женных методом транзитов.

нет могут отражать влияние и продолжающегося

В настоящем исследовании мы рассмотрим

процесса выпадения планетоземалей, и магнитной

свойства активности еще пяти объектов с пла-

активности центральной молодой звезды. Обзор

нетными системами из скоплений Ruprecht 147,

многочисленных исследований планетных систем

NGC 6811 и Гиады. Среди них недавно открытая

в скоплениях различного возраста можно найти,

звезда в Гиадах с уникальной системой из трех

например, в [1, табл. 1] и [2, табл. А1].

планет.

Ранее нами в работе [3] были представлены

результаты изучения планеты типа Нептун в си-

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ

стеме М-карлика EPIC 210 490 365 (К2-25) в

И ИХ АНАЛИЗ

скоплении Гиады (650-800 млн. лет). С целью

2.1. Системы К2-231 и EPIC 219 388 192

дальнейшего исследования молодых звезд с пла-

из скопления Ruprecht 147

нетными системами в [4] нами были изучены два

Наблюдения скопления Ruprecht 147 были вы-

^*E-mail: isavanov@inasan.rssi.ru

полнены в ходе 7-й кампании миссии К2. Скопле-

594

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

595

1.001

1.000

0.999

0.998

0.997

2460

2480

2500

2520

2540

Time, BJD-2457738

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

Period, day

Рис. 1. Кривая блеска К2-231 (вверху) и нормированный спектр мощности, построенный по этим данным (внизу).

Сплошная вертикальная линия соответствует величине периода P = 10.75^d.

ние расположено на расстоянии 295 пк от Земли и

частях поверхности звезды [2]. Вследствие иска-

имеет возраст 3 млрд. лет [2]. В [2] были представ-

женной формы пика точность определения периода

лены результаты обнаружения и изучения системы

вращения ниже, чем может быть оценена по полу-

К2-231 (EPIC 219 800 881), в состав которой вхо-

ширинам отдельно стоящих пиков, она составляет

дит планета типа Нептун, обращающаяся вокруг

∼0.5-0.6^d.

звезды, подобной по параметрам нашему Солнцу.

Наблюдательный материал для K2-231 был

По оценке [2] масса и радиус К2-231 составляют

разделен на

сетов, каждый из которых по-

следовательно охватывал один период вращения

1.01

и 0.95 солнечных величин соответственно.

Кривая блеска объекта представлена на верхней

звезды. Для всех объектов нашего исследования

(см. ниже) индивидуальные кривые блеска были

части рис. 1. Исходные данные были взяты из

проанализированы нами с помощью программы

каталога MAST, их обработка была аналогична

iPH [8]. Эта программа решает обратную задачу

выполненной нами ранее для карликов поздних

восстановления температурных неоднородностей

спектральных классов и включала снятие трендов,

звезды по кривой блеска в двухтемпературном при-

нормировку к среднему значению и исключению

ближении. Для каждой площадки размером 6^◦ × 6^◦

дефектов на кривой блеска [6, 7]. Как и в [2],

на поверхности звезды были определены факто-

мы учли влияние звезды, расположенной на ∼4^′′

ры заполнения f (доля поверхности площадки,

южнее К2-231. Согласно [2] ее вклад в суммар-

занимаемая пятнами). Полное описание методики

ный поток составляет ∼1/40. Рассчитанный спектр

нашего анализа было дано ранее, например, в [6-

мощности (рис. 1, нижняя панель) указывает на

8].

нестабильный характер изменений блеска К2-231.

Согласно [2] температура фотосферы звезды

Несмотря на то что в спектре мощности для этого

К2-231 была принята равной 5695 К, температуру

объекта максимальное значение наблюдается для

пятен мы приняли равной 4000 К (см. эмпириче-

пика, соответствующего величине 6.67^d, по нашему

скую зависимость в [9]). В расчетах мы исполь-

мнению, на реальный период вращения (10.75^d)

зовали данные сетки моделей PHOENIX. Постро-

указывает пик с широкими крыльями высотой в 0.8

енные карты приведены на рис. 2. Более темные

от максимального. Наличие пика для половинно-

области на рис. 2 соответствуют б ´ольшим зна-

го значения величины периода вращения принято

чениям f. На поверхностных картах (кроме, воз-

объяснять наличием пятен на противоположных

можно, карты 4) наблюдаются концентрации пятен

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

597

1.01

1.00

0.99

2460

2480

2500

2520

2540

2560

Time, BJD-2457738

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

Period, day

Рис. 3. То же, что на рис. 1, для EPIC 219 388 192. Сплошная вертикальная линия соответствует величине периода

P = 11.9 ± 1.8^d, штриховая линия—удвоенному значению периода6.28^d.

на двух долготах, на картах 3-4 пятна образуют

провели независимый анализ данных для главного

протяженные области. Мы не зарегистрировали

компонента с целью изучения его активности. Этот

систематических изменений положений пятен. При

анализ продемонстрировал трудности и проблемы,

этом в случае К2-231 площадь полной запятненной

возникающие в ходе изучения параметров активно-

поверхности S в среднем составляла 0.9% от пол-

сти систем по данным наблюдений К2.

ной видимой поверхности звезды.

На верхней панели рис. 3 представлена кривая

Даже с учетом того, что мы приняли оцен-

блеска EPIC 219 388 192, а на нижней панели —

рассчитанный для этих наблюдений спектр мощно-

ку величины периода вращения, равную 10.75^d, а

сти. Кривая блеска обладает характерной враща-

не 6.67^d (пик максимальной высоты на спектре

тельной модуляцией, присущей звездам с пятнами

мощности), мы можем заключить, что звезда вра-

на поверхности. В спектре мощности для этого

щается быстрее, чем следовало бы ожидать для

объекта максимальное значение достигается для

звезды солнечного типа в скоплении с возрастом в

пика, соответствующего величине в 6.28 ± 0.20^d.

3 млрд. лет. Отметим, что с аналогичной проблемой

Как и в случае К2-231, имеется пик с широкими

столкнулись авторы [10] при исследовании системы

крыльями высотой в 0.6 от максимального, со-

EPIC 219 388 192, также принадлежащей скопле-

ответствующий величине периода P = 11.9 ± 1.8^d

нию и для которой также было зарегистрировано

(сплошная вертикальная линия). Эта величина P

ослабление блеска из-за транзитов. Однако в этом

значимо отличается от удвоенного периода враще-

случае транзиты были вызваны не прохождением

планеты перед диском звезды, а прохождением

ния 6.28^d (штриховая прямая). Авторы [10] пришли

коричневого карлика. Как и К2-231, согласно [10]

к заключению, что величиной истинного периода

звезда системы EPIC 219 388 192 является сол-

вращения является P = 12.6^d (удвоение периода

нечным близнецом с массой 1.01 ± 0.004 и ради-

происходит вследствие наличия пятен на проти-

усом 1.01 ± 0.03 солнечных единиц соответствен-

воположных частях поверхности звезды). Причи-

но. Масса коричневого карлика равна 36.84 масс

на появления пика P = 11.9^d с широкими кры-

Юпитера, радиус — 0.937 радиуса Юпитера.

льями остается невыясненной. Ситуация услож-

Несмотря на то что систему EPIC 219 388 192

няется тем, что если следовать оценке P из [10],

следует считать двойной (второй компонент си-

то из соотношения для гирохронологической за-

стемы коричневый карлик), а не планетной, мы

висимости оценка возраста EPIC 219 388 192

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

598

САВАНОВ, ДМИТРИЕНКО

составляет 1.12 ± 0.62 млрд. лет и существенно

EPIC 210 490 365 (К2-25). Эффективная темпе-

отличается от принятого для скопления возраста

ратура звезды составляет 3180 ± 60 К, масса и

в 3 млрд. лет. Авторы [10] высказывают предпо-

радиус — 0.294 и 0.295 солнечных величин соот-

ложение о наличии внешних механизмов, влияю-

ветственно. Результаты анализа активности К2-

щих на замедление вращения EPIC 219 388 192.

25 представлены нами в [3]. Была прослежена

Аналогичные заключения могут быть сделаны и

непрерывная эволюция активных областей на по-

в случае анализа звезды К2-231. Очевидно, что

верхности К2-25 в течение 70 дней, при этом ха-

вопрос о вращении объектов скопления требует

рактер изменений блеска звезды был достаточно

дальнейшего изучения, возможно, такой анализ

стабилен. Период вращения K2-25 равен 1.878^d.

вскоре появится в литературе. Например, автор

Для 37 сетов наблюдений мы построили карты

краткого сообщения [11] указал, что согласно еще

температурных неоднородностей поверхности К2-

не опубликованным измерениям периодов враще-

25. Площадь S полной запятненной поверхности

ния карликов спектрального класса К в скоплении

звезды в среднем составляет 2.6% от ее полной ви-

Ruprecht 147 по данным архива К2, они вращаются

димой поверхности. Был установлен дифференци-

быстрее, чем следовало бы ожидать, исходя из оце-

альный характер вращения звезды (параметр ΔΩ

нок эмпирических зависимостей. Однако остается

(разность угловых скоростей вращения на экваторе

неясным, почему вопрос об отсутствии замедления

и на полюсе) равен 0.0071 ± 0.002 рад/сут).

вращения установлен только для звезд скопления

Ruprecht 147.

На момент открытия система К2-136 являлась

Принимая, как и в [10], для EPIC 219 388 192

уникальной по многим параметрам. Прежде все-

го, это первая мультипланетная система, открытая

период вращения P = 12.6^d, мы построили кар-

в молодых скоплениях. Система обладает тремя

ты поверхностных температурных неоднородно-

планетами. Наименьшая по размеру и имеющая

стей для этой звезды солнечного типа (рис. 4).

наименьший период обращения планета принад-

Температура фотосферы EPIC 219 388 192 была

лежит к числу планет земного типа. Это первая

принята равной 5850 K, а температура пятен —

планета земного типа, обнаруженная в молодых

4000 К. Хорошо заметна концентрация пятен на

скоплениях. Две другие планеты системы — супер-

двух долготах, отстоящих друг от друга примерно

Земля и мини-Нептун.

на 180^◦. Положения пятен на протяжении 6 перио-

дов вращения звезды оставались примерно посто-

Аналогично тому, как было выполнено для К2-

янными, что, вероятно, является подтверждением

25 в [3] и звезд из скопления Ruprecht 147, мы

правильности выбора величины периода вращения

провели анализ кривой блеска центральной звезды

звезды. Изменения одного из пятен (активной об-

К2-136 (в [14] упоминается еще об одном компо-

ласти) на долготе ∼180^◦ были малы, второе пятно

ненте системы — звезде М7-8 класса, отстоящей

на долготе ∼360^◦, вначале ослабевало, а начиная с

от К2-136 примерно на 40 а.е.). По редуцирован-

сета 3 стало усиливаться. Площадь полной запят-

ным по нашей обычной методике фотометрическим

ненной поверхности S по нашей оценке составляет

данным из каталога MAST были рассчитаны спек-

в среднем 1.8% от полной видимой поверхности

тры мощности (рис. 5).

звезды.

По построенным картам мы определили долго-

Наш анализ показал, что хотя параметры

ты, соответствующие максимальным значениям f

EPIC

219

388

192

соответствуют солнечным

(наиболее темные области на рис. 6). На всех по-

(кроме возраста, если оценивать его по возрасту

верхностных картах имеются концентрации пятен

скопления в

млрд. лет), звезда вращается

на двух долготах, их значения мы регистрировали

быстрее и ее запятненность выше, чем у Солнца.

как две независимые активные области (долготы).

Аналогичный вывод можно сделать и в случае К2-

В спектре мощности для К2-136 имеется основ-

231, однако запятненность этого объекта не столь

ной пик с широкими крыльями, указывающий на

высока.

величину P = 15.16 ± 0.90^d, а также пик, соответ-

ствующий половинному фотометрическому перио-

2.2. Система К2-136 из скопления Гиады

ду вращения звезды, что свидетельствует о присут-

ствии на ее поверхности двух активных областей,

Результаты обнаружения и исследования пла-

отстоящих на 180^◦.

нетной системы К2-136 (EPIC 247 589 423) в

Авторы [12] в своем исследовании приводят

скоплении Гиады были представлены в трех неза-

совпадающий с нашим результат независимого

висимых публикациях [12-14]. Это вторая планет-

определения периода вращения звезды, 15.0 ± 1.0^d.

ная система в этом скоплении, одном из наиболее

изученных.

В [13] приведены три оценки: 13.5 ± 0.7^d, 15.1 ±

Ранее в Гиадах авторами [15] была откры-

± 1.3^d и 13.6 ± 2.2^d. Авторы [14] отмечают, что

та планета типа Нептун в системе М4.5-карлика

использование автокорреляционной функции для

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

600

САВАНОВ, ДМИТРИЕНКО

1.000

0.998

0.996

0.994

0.992

0.990

3000

3020

3040

3060

Time, day

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

Period, day

Рис. 5. То же, что на рис. 1, для К2-136.

В наших расчетах мы приняли T_eff = 4360 K, а тем-

приведены на нижних панелях диаграмм. Они ука-

пературу пятен — 3750 K. Заметна концентрация

зывают на достаточно сложный характер измене-

пятен на двух долготах. Одно из пятен (областей)

ний блеска этих объектов.

является более активным по сравнению с другим,

В спектре мощности для Kepler-66 имеется

оно слабо меняло свое положение на поверхности

доминирующий пик, соответствующий величине

звезды по долготе от 10-360^◦ до 220^◦. Второе пят-

в 10.46 ± 0.08^d, а для Kepler-67 — раздвоенный

но (долготы от 200^◦ до 90^◦) претерпело ослабление

вплоть до исчезновения (сет 2), а затем стало вос-

пик с максимальной величиной

10.48 ± 0.10^d.

станавливать свою активность. Площадь S полной

При этом на обоих спектрах мощности имеются

запятненной поверхности К2-136 по нашей оценке

пики в диапазонах, соответствующих половинному

фотометрическому периоду вращения соответству-

составляет в среднем 0.7% от полной видимой

поверхности звезды.

ющей звезды, что указывает на присутствие на их

поверхностях двух активных областей на проти-

воположных полусферах. Для Kepler-66 авторы

2.3. Системы Kepler-66 и Kepler-67

[16] приводят совпадающий с нашим результат

из скопления NGC 6811

независимого определения периода вращения,

Системы Kepler-66 и Kepler-67 принадлежат

10.29 ± 0.27^d.

скоплению NGC 6811 [16]. Наблюдения этих объ-

Наличие нескольких пиков в спектре мощности

ектов проводились в ходе выполнения основной

можно интерпретировать как указание на присут-

миссии телескопа Кеплер и содержат более обшир-

ствие пятен на различных широтах поверхности

ный наблюдательный материал. Основные све-

звезды, обладающей дифференциальным враще-

дения о наблюдениях скопления (в том числе о

нием. В таком случае мы можем получить оценки

71 объекте, у которых исследовали их параметры

параметра дифференциального вращения ΔΩ, ко-

вращения), можно найти в [16]. Возраст скопления

оценивается равным ∼1 млрд. лет.

торые составили 0.04-0.05 рад/сут для Kepler-66

На верхней части рис. 7 и 8 представлены кри-

и 0.04 рад/сут для Kepler-67. Используется обще-

вые блеска исследуемых объектов. Для дальней-

принятое соотношение ΔΩ = 2π(1/P₁ - 1/P₂), где

шего анализа мы отобрали в совокупности 64 789

P₁ и P₂ периоды, соответствующие рассматривае-

и 50 842 единичных измерений блеска для Kepler-

мым пикам (в качестве P₂ был взят пик второй по

66 и Kepler-67 соответственно. Спектры мощности

амплитуде).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

601

10.770

10.785

-50

10.800

180

360

0.5

1.0

Phase

10.770

10.785

-50

10.800

180

360

0.5

1.0

Phase

10.770

10.785

-50

10.800

180

360

0.5

1.0

Phase

10.770

10.785

-50

10.800

180

360

0.5

1.0

Phase

10.770

10.785

-50

10.800

180

360

0.5

1.0

Phase

Рис. 6. То же, что на рис. 2, для К2-136.

Весь наблюдательный материал для Kepler-66

к выводам о существовании как систематических

и Kepler-67 был разделен на 139 и 109 сетов со-

перемещений активных областей, так и о наличии

переключения положения более активной обла-

ответственно, каждый из которых последовательно

сти (флип-флопа). На всех поверхностных картах

охватывал один период вращения звезды. Согласно

имеются концентрации пятен на двух долготах, их

данным каталога MAST температуры фотосфер

значения мы регистрировали как две независимые

звезд Kepler-66 и Kepler-67 были приняты равными

активные области (долготы). Было установлено,

5722 K и 5184 K соответственно. Анализ положе-

что площади областей различаются между собой.

ний активных областей на восстановленных картах

В качестве примера на рис. 9 приведены основные

указал на достаточно сложные перемещения этих

сведения, характеризующие эволюцию активных

областей по поверхности объектов и привел нас

областей Kepler-67.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

602

САВАНОВ, ДМИТРИЕНКО

1.02

1.01

1.00

0.99

0.98

200

400

600

800

1000

1200

1400

1600

Time

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

Period, day

Рис. 7. То же, что на рис. 1, для Kepler-66.

Перемещение более активной области (запол-

Определения S, установленные

по величинам

ненные кружки на нижней панели рис. 9) может

R_var (амплитуды переменности блеска объек-

указывать на возможные циклические изменения

тов [20, табл. 4]), мы рассматриваем в качестве

ее положения с величиной порядка 700^d. В ин-

индикаторов активности. Возраст для 18 140 объ-

тервале времени 850-900^d, вероятно, произошло

ектов был оценен по уравнениям гирохронологиче-

переключение положения активных долгот (флип-

ской зависимости [21].

флоп).

Диаграмма, связывающая запятненность объ-

Площади S поверхностей Kepler-66 и Kepler-67,

ектов S и их возраст t, представлена на рис. 10

занимаемые пятнами, достаточно велики для звезд

(верхняя панель). Свойства групп объектов на

солнечного типа и составляют ∼2% от их полной

этой диаграмме были обсуждены нами в [18]. На

видимой поверхности.

рис. 10 также приведены данные об исследованных

нами ранее звездах, обладающих планетными си-

3. СВЯЗЬ ПАРАМЕТРА ЗАПЯТНЕННОСТИ

стемами [3-5]. На диаграмме положения объектов

С ВРАЩЕНИЕМ, ВОЗРАСТОМ

настоящего исследования представлены ромбами.

И ЧИСЛАМИ РОССБИ

Общее согласие между данными для параметра

Аналогично тому, как разработанная нами

запятненности объектов, достоверно входящих в

в [17] методика оценки параметра запятненности

скопления с известным возрастом, и объектов

S была применена в [18] для анализа активности

из [20], возраст которых найден по гирохроноло-

1570 звезд — карликов спектрального класса М на

гической зависимости, указывает на достаточную

основе опубликованных данных [19], в настоящей

надежность ее калибровки.

работе мы выполнили определения параметра

S для 34 030 объектов — звезд главной после-

На диаграмме зависимости параметра запят-

довательности [20] с T_eff < 6500 K и периодами

ненности от периода вращения звезды P (рис. 10,

вращения P от 0.20 до 70^d.

средняя панель) положения для 5 исследуемых

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

603

1.02

1.01

1.00

0.99

0.98

400

600

800

1000

1200

1400

1600

Time

1.0

0.8

0.6

0.4

0.2

5.0

5.7

6.4

7.1

7.8

8.5

9.2

9.9

10.6

11.3

12.0

Period, day

Рис. 8. То же, что на рис. 1, но для Kepler-67.

нами объектов

хорошо согласуются со сделан-

зависимость рентгеновской светимости активных

ными ранее в [18] заключениями об уменьшении

звезд от числа Россби, и что режим насыще-

активности (параметра запятненности) объектов с

ния достигается при той же величине параметра

периодами вращения более 8-10^d. Группа более

Ro(насыщения) = 0.13. Это заключение было по-

быстро вращающихся объектов, исследованных

лучено нами из анализа данных, приведенных в [19].

нами ранее (периоды вращения P которых меньше

Из рассмотрения диаграммы на рис. 10 (средняя

10-12^d), характеризуется б ´ольшими значениями

панель) следует, что это заключение подтвержда-

параметра S. Среднее значение периодов враще-

ется по другому набору данных [20]. При установ-

ния для звезд настоящего исследования составляет

ленных числах Россби для 5 исследуемых нами

величину порядка 11.9^d, для группы более быст-

звезд, их положение на диаграмме “S-Ro” свиде-

ро вращающихся объектов, исследованных нами

тельствует о возможности применить к ним оценки

из [22]. По полученным оценкам их рентгеновские

ранее, 5.8^d. При этом средние значения величины

параметра запятненности S для этих групп равны

светимости находятся в диапазоне величин lg(R_X )

от -4.49 до -4.46 (R_X = L_X/L_bol), что существен-

1.48 ± 0.25% и 4.3 ± 0.46% соответственно. Отме-

тим, что точность определений параметра S высока

но выше солнечной величины lg(R_X ) = -6.24 [23].

(вычислительная точность не превышает сотых или

До получения результатов точных рентгеновских

тысячных долей процента), наибольшая погреш-

наблюдений эти оценки могут быть использованы

ность S связана с установлением уровня блеска

при моделировании влияния активности звезд на

входящие в их системы планеты.

для звезды без пятен на поверхности (в нашем

случае, как обычно, он принимался равным уровню

Единственным из рассматриваемых объектов,

максимального блеска, подробнее см. в [8]).

лежащих на диаграмме “S-Ro” в области насы-

Ранее в [18] мы высказали предположение о том,

щения, является К2-25 (число Россби для него

что диаграмма “S-Ro” повторяет классическую составляет 0.03).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

АКТИВНОСТЬ ПЯТИ МОЛОДЫХ КАРЛИКОВ

605

0.1

0.01

0.001

100

1000

8000

Age

0.1

0.01

0.001

P, days

0.1

0.01

0.001

0.01

0.04

0.26

1.63

10.00

Рис. 10. Зависимость параметра запятненности S для 18140 звезд главной последовательности от их возраста t (в млн.

лет) (вверху), от периода вращения P звезд (в центре) и от чисел Россби (внизу). Вертикальная линия соответствует

величине параметра Ro (насыщения) = 0.13. На всех диаграммах положение объектов из [19, 20] отмечено серыми (в

электронной версии горчичными) точками. Положение К2-25 показано отрезком светлой (красной) линии. Большой

светлый (красный) кружок представляет данные для К2-33, средний светлый (красный) кружок — для EPIC 211 901 114,

квадрат — для EPIC 247 267 267. Положения объектов настоящего исследования показаны ромбами (см. текст). Ось

ординат дана в логарифмической шкале.

4. ВЫВОДЫ

1 млрд. лет, Ruprecht 147 — 3 млрд. лет). В числе

Мы продолжили исследование активности мо-

изученных также К2-136, вторая планетная систе-

лодых объектов с планетными системами. Было

ма, обнаруженная в скоплении Гиады. На момент

выполнено исследование пяти звезд, обладающих

открытия это первая мультипланетная система в

планетными системами: К2-231, EPIC 219 388 192,

молодых скоплениях. Система обладает тремя пла-

К2-136, Kepler-66 и Kepler-67. Возраст этих объ-

нетами, среди которых одна, имеющая наименьшие

ектов установлен по их принадлежности к скопле-

размер и период, принадлежит к числу планет зем-

ниям (Гиады — ∼650-800 млн. лет, NGC 6811 —

ного типа.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019

606

САВАНОВ, ДМИТРИЕНКО

В ходе анализа мы получили следующие резуль-

J. L. Curtis, A. Vanderburg, G. Torres, A. L. Kraus, et

таты.

al., Astron. J. 155, 173 (2018).

E. S. Dmitrienko and I. S. Savanov, Astron. Rep. 61,

1. Прослежена непрерывная эволюция актив-

871 (2017).

ных областей на поверхности К2-231, EPIC 219

I. S. Savanov, E. S. Dmitrienko, S. Karmakar and

388 192, К2-136, Kepler-66 и Kepler-67 в течение

J. C. Pandey, Astron. Rep. 62, 532 (2018).

70 сут.

S. Savanov, Proc. of the

2018

acad.

2. Представлены заключения о характере изме-

A. A. Boyarchuk Memorial Conference, INASAN

нений блеска изучаемых звезд, найдены или уточ-

Science Proceedings, edited by D. V. Bisikalo and

нены периоды их вращения. Периоды вращения

D. S. Wiebe (Moscow: Yanus-K, 2018) p. 73.

I. S. Savanov and E. S. Dmitrienko, Astron. Rep. 55,

объектов лежат в интервале 9-15^d.

890 (2011).

3. Для Kepler-66 и Kepler-67 получены оцен-

I. S. Savanov and E. S. Dmitrienko, Astron. Rep. 56,

ки параметра дифференциального вращения ΔΩ =

116 (2012).

= 0.04-0.05 рад/сут и 0.04 рад/сут соответствен-

I. S. Savanov and K. G. Strassmeier, Astron.

но.

Nachricht. 329, 364 (2008).

4. Построены карты температурных неоднород-

S. V. Berdyugina, Liv. Rev. Solar Physics 2, 8 (2005).

ностей на поверхности пяти изученных звезд и

10.

G. Nowak, E. Palle, D. Gandolfi, F. Dai, et al., Astron.

J. 153, 131 (2017).

сделаны заключения о характере эволюции изме-

11.

J. Curtis, American Astronomical Society, AAS

нений положений активных областей. Определе-

Meeting 231, id. 133.04 (2018).

ны величины параметра S — площади запятненной

12.

A. W. Mann, A. Vanderburg, A. C. Rizzuto,

поверхности звезд, которые для наших объектов

A. L. Kraus, et al., Astron. J. 155, id. 4 (2018).

находятся в пределах 0.7-4.5% от площади их

13.

J. H. Livingston, F. Dai, T. Hirano, D. Gandolfi, et al.,

полной видимой поверхности.

Astron. J. 155(3), id. 115 (2018).

5. Изучено положение объектов на диаграммах

14.

D. R. Ciardi, I. J. M. Crossfield, A. D. Feinstein,

“S-возраст” для 18 140 звезд из [21], и “S —

J. E. Schlieder, et al., Astron. J. 155(3), id. 10 (2018).

период вращения” и

“S — числа Россби” для

15.

A. W. Mann, E. Gaidos, G. N. Mace, M. C. Johnson,

et al., Astrophys. J. 818, id. 46 (2016).

34030 звезд из [20], сделан вывод о соответствии

16.

S. Meibom, S. A. Barnes, D. W. Latham, N. Batalha,

S общему характеру зависимостей, установленных

et al., Astrophys. J. 733, L9 (2011).

нами ранее [18] для 1570 М-карликов из [19] и

17.

I. S. Savanov, Astrophys. Bull. 70, 292 (2015).

полученным в настоящей работе.

18.

E. S. Dmitrienko and I. S. Savanov, Astron. Rep. 61,

122 (2017).

19.

A. McQuillan, S. Aigrain and T. Mazeh, Monthly Not.

БЛАГОДАРНОСТИ

Roy. Astron. Soc. 432, 1203 (2013).

Авторы благодарны команде космического те-

20.

A. McQuillan, T. Mazeh and S. Aigrain, Astroph. J.

лескопа Кеплер и команде архива МАСТ за воз-

Suppl. 211, 24 (2014).

можность использования данных наблюдений.

21.

T. Reinhold and L. Gison, Astron. and Astrophys.

583, id. A65 (2015).

22.

N. J. Wright, J. D. Drake, E. E. Mamajek and

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

G. W. Henry, Astrophys. J. 743, id. 48 (2011).

1. T. J. David, E. E. Mamajek, A. Vanderburg,

23.

D. J. Armstrong, C. E. Pugh, A.-M. Broomhall, D. J.

J. E. Schlieder, et al., arXiv:1801.07320 [astro-ph.EP]

A. Brown, et al., Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 455,

3110 (2016).

(2018).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№7

2019