ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2020, том 46, № 12, с. 888-893

О СВОЙСТВАХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ МАССЫ У ЗВЕЗД

ПОЗДНИХ СПЕКТРАЛЬНЫХ КЛАССОВ

¹Институт астрономии РАН, Москва, Россия

Поступила в редакцию 11.09.2020 г.

После доработки 27.10.2020 г.; принята к публикации 27.10.2020 г.

Методика оценоккорональных выбросов массы(СМЕ) по энергии вспышек звезд примененак данным

о вспышечной активности звезд поздних спектральных классов. В исследовании использованы

данные каталогов о вспышках звезд, полученные по результатам наблюдений телескопа Кеплер,

и представлены зависимости величин масс СМЕ от эффективной температуры объектов из этих

каталогов. Установлено, что в этом случае диапазон изменений масс СМЕ составляет примерно

10¹⁹-10²² г, при этом по мере перехода к более горячим (более массивным) звездам наблюдается

рост массы СМЕ. Рассмотрены данные для нескольких активных хорошо изученных звезд, которые

характеризуют возможный диапазон изменений свойств СМЕ для холодных карликов. Полученные

результаты сопоставлены с данными, найденными независимым методом оценок характеристик СМЕ

по спектральным наблюдениям. Оценки масс СМЕ, установленные по эмпирическим зависимостям

для энергий вспышек, превосходят по величине данные о массах СМЕ, найденные по асимметрии

профилей Бальмеровских линий водорода.

Ключевые слова: звезды, активность.

DOI: 10.31857/S0320010820120049

ВВЕДЕНИЕ

0.5 до 6 СМЕ в сутки, характерные скорости —

250-500 км/с (вплоть до тысячи км/с), масса —

Активность Солнца, связанная с корональными

10¹⁴-10¹⁶ г. Указанные величины изменяются в

выбросами массы (СМЕ), является важным фак-

зависимости от фазы активности солнечного цикла.

тором, влияющим на магнитосферы, атмосферы и

Изучения звездных СМЕ (их масс, скоростей, ча-

поверхности планет Солнечной системы. Следуя

стот появления) более затруднены, они могут быть

идее солнечно-звездной аналогии, явления CME

можно ожидать и на других звездах. Основными

основаны на анализе спектральных наблюдений

факторами воздействия звездных CME на экзо-

звезд, их вспышечной и пятенной активности, на

планеты являются ударные волны, сопутствующие

исследованиях излучения объектов в рентгенов-

им возмущения плотности, скорости и магнитно-

ском, F UV , UV и радио-диапазонах.

го поля звездного ветра, ускорение и удержание

энергичных заряженных частиц. Все эти факторы

Наблюдения, выполненные с космическим теле-

должны быть должным образом учтены при изу-

скопом Кеплер и миссией TESS, открыли возмож-

чении эволюционных процессов на экзопланетах

ность изучения вспышечной активности и фото-

и их атмосферных и плазменных средах. Плане-

метрической переменности блеска, вызванной вра-

тарное влияние звездной активности CME может

щательной модуляцией запятненной поверхности,

варьироваться в зависимости от возраста звезды,

для десятков тысяч объектов. В каталоге вспышек

ее спектрального типа и орбитального расстояния

звезд Гюнтер и др. (2020), основанном на первом

планеты (см. обсуждение большинства вопросов,

релизе архива миссии TESS, сделаны оценки масс

например, в Шривер и др., 2019).

СМЕ.

Солнечные СМЕ являются наиболее изученны-

ми и с наблюдательной, и с теоретической точек

Цель нашего исследования состоит в примене-

зрения (см. обзор Килпуа и др., 2017). Их ос-

нии методик оценок масс СМЕ по энергии вспы-

новные характеристики таковы: частота СМЕ — от

шек звезд по результатам наблюдений телескопа

Кеплер и их сопоставлении с другими определени-

^*Электронный адрес: igs231@mail.ru

ями.

888

890

САВАНОВ

СМЕ И ВСПЫШЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

указывает на то, что диапазон изменений масс

ЗВЕЗД

СМЕ, установленных на основе соотношения из

Аарнио и др. (2012), составляет 10¹⁹-10²² г, при

Для оценки свойств СМЕ может быть исполь-

этом по мере перехода к более горячим (более

зована эмпирическая зависимость, связывающая

массивным) звездам наблюдается рост массы

энергию вспышки и массу СМЕ Аарнио и др.

СМЕ. Звезды солнечного типа, согласно оценке,

(2012). Эта зависимость была установлена по дан-

основанной на использовании энергии вспышек,

ным для Солнца, но затем калибрована с использо-

ванием набора хорошо изученных активных звезд

должны обладать СМЕ с массами от 3 × 10²⁰ г до

на стадии эволюции до главной последовательно-

10²¹ г, что существенно выше, чем наблюдается у

сти. Зависимость может быть применима к объек-

Солнца. Возможно, это обусловлено эффектами

там с энергией вспышек до 10³⁸ эрг, что соответ-

наблюдательной селекции — наблюдения с теле-

скопом Кеплер проводились для звезд с более

ствует массе СМЕ до 10²² г. Отметим, что зави-

высокой вспышечной и пятенной активностью.

симость из Аарнио и др. (2012) была установлена

по измерениям энергии вспышек в рентгеновском

Ван Доорсселаере и др. (2017), на основе дан-

диапазоне спектра, поэтому, аналогично Гюнтер и

ных наблюдений телескопа Кеплер, выполненных

др. (2020), мы будем использовать скорректиро-

только в моде LC сета Q15, провели исследова-

ванное соотношение, в котором рассматривается

ния вспышечной активности 6662 звезд, для ко-

болометрическая энергия вспышки (как и в Гюнтер

торых в общей сложности было зарегистрировано

и др., 2020, мы ввели при оценке масштабирую-

16850 вспышек. На основе этих данных об энерги-

щий множитель 100). Используемый метод имеет

ях вспышек мы определили массы СМЕ для всех

ограничения, прежде всего, вызванные принци-

вспышек всех объектов. На рис. 2 представлена

пиальным распространением солнечной аналогии

зависимость величин log M(СМЕ) от эффектив-

на звезды других спектральных классов, а так-

ной температуры объектов из каталога (светлые

же неопределенностями, конкретно возникающими

кружки). Каталог Ван Доорсселаере и др. (2017)

при применении скорректированного соотношения

содержит многочисленные измерения для объектов

с масштабирующим множителем.

с T_eff выше 8000 К (на рис. 2 они не показаны,

Применение зависимости к данным наблюде-

обсуждение достоверности этих результатов см.

ний 763 объектов по первым наблюдениям миссии

в Ван Доорсселаере и др., 2017, и Янг и др.,

TESS привело к выводу о том, что для них харак-

2019), а также данные для звезд гигантов — они

представлены кластером светлых точек в темпера-

терная величина массы СМЕ составляет 10¹⁹ г (ме-

турном диапазоне 4500-5000 К. Данные для звезд

дианное значение), диапазон изменений — от 10¹⁸

карликов приведены на рис. 2 темными символами.

до 10³² г для наиболее массивного СМЕ. Отметим,

В диапазоне T_eff от 3500 до 6000 К они образу-

что эта величина соответствует самой сильной из

ют монотонно возрастающую последовательность,

зарегистрированных вспышек для звезды — гиган-

соответствующую массам СМЕ от 10²⁰ до 10²¹ г.

та TIC 404768019 (T_eff = 5358 К).

Амплитуда изменений величин logM_СМЕ для звезд

В нашей работе мы использовали данные

солнечного типа составляет 19.5-21.3. Поскольку

двух литературных источников. Во-первых, мы

распределения энергии вспышек в зависимости от

рассмотрели результаты исследования Янг и др.

Т_eff, представленные в каталогах Ван Доорссела-

(2019), содержащего сведения о 162 262 вспыш-

ере и др. (2017) и Янг и др. (2019), различаются,

ках для 3420 звезд. Каталог включает данные

то различия имеются и для величин logM_СМЕ.

о вспышках у звезд спектральных классов от

Особо заметны расхождения для звезд с T_eff ниже

А (в дискуссионном плане) до М. На основе

4000 К. Однако в предположении о применимости

данных табл. 2 о 162 262 вспышках из Янг и др.

калибровки из Аарнио и др. (2012) в целом можно

(2019) для каждой звезды мы нашли средние E и

заключить, что оба каталога указывают на харак-

максимальные E_max величины энергий вспышек.

терный диапазон изменений масс СМЕ от 1019.5 до

По методике, представленной в Гюнтер и др. (2020)

1021.5 г.

и упомянутой выше, на основе данных о средних

энергиях вспышек мы определили величины масс

СМЕ для 3020 объектов из Янг и др. (2019). На

СВОЙСТВА СМЕ ПО ВСПЫШКАМ

рис. 1 представлена зависимость величин масс

ХОЛОДНЫХ КАРЛИКОВ

СМЕ от эффективной температуры объектов из

этого каталога (темные кружки). Если в качестве

Для того чтобы оценить величины максималь-

исходных данных использовать не величины E,

но возможных масс СМЕ для самых холодных

а E_max, то это приведет к увеличению оценки

карликов, мы использовали данные Чанг и др.

массы СМЕ примерно на порядок величины (серые

(2018) об энергиях супервспышек восьми карликов

крестики на рис. 1). Представленная зависимость

спектрального класса М (символ ромб на рис. 1).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

О СВОЙСТВАХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ

891

8000

7000

6000

5000

4000

3000

T_eff

8000

7000

6000

5000

4000

3000

T_eff

Рис. 2. (а) — Зависимость величин log E_flare от эффективной температуры для объектов из каталога Ван Доорсселаере и

др. (2017) (светлые кружки). Данные для звезд карликов приведены темными символами. (б) — Зависимость величин

log M_СМЕ от эффективной температуры для объектов из каталога Ван Доорсселаере и др. (2017) (светлые кружки).

Данные для звезд карликов приведены темными символами.

Энергии супервспышек этих объектов лежат в

карлика V374 Peg Вида и др. (2016) в ходе ана-

диапазоне величин logE от 33.59 до 34.96 эрг.

лиза данных многолетних фотометрических и спек-

Масса соответствующих СМЕ в этом случае может

тральных наблюдений получили одновременные

достигать величины 1.5 × 10²¹ г, что не только

оценки переменности блеска, энергии вспышек и

сопоставимо, но даже немного превосходит массы

скорости движения СМЕ (675 км/с). Кроме то-

СМЕ звезд солнечного типа, установленные по

го, принимая для звезды величину рентгеновской

средним энергиям вспышек.

светимости L_x = 2.5 × 10²⁸ эрг (Вида и др., 2016),

можно получить оценку массы СМЕ, равную 2.9 ×

Энергия мегавспышки на поверхности dM4.5e

звезды YZ CMi (Ковальски и др., 2012) (рекорд-

× 10¹⁸ г. Исходя из анализа спектральных на-

ное увеличение излучения звезды в фильтре U

блюдений профилей линии Нα, Вида и др. (2016)

на 6 звездных величин) могла бы соответствовать

установили, что масса СМЕ составляет 10¹⁶ г при

корональному выбросу с массой 5.4 × 10²⁰ г.

средней частоте 1 событие в 10 ч.

Наконец, для ультра-быстровращающегося М4

Данные для звезд V374 Peg и YZ CMi харак-

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020

892

САВАНОВ

теризуют возможный диапазон изменений свойств

S/N, по оценке Лейтзингер и др. (2020), могли бы

СМЕ для холодных карликов.

быть обнаружены СМЕ солнечного типа с массой

10¹⁶-10¹⁷ г и выше. Исследование Лейтзингер и

др. (2020) было основано на использовании архив-

СВОЙСТВА СМЕ ПО СПЕКТРАЛЬНЫМ

ных данных, для обнаружения СМЕ меньших масс

НАБЛЮДЕНИЯМ

нужны специализированные наблюдения достаточ-

ной продолжительности.

Существует еще один независимый метод оце-

нок характеристик СМЕ по спектральным наблю-

дениям. Он основан на изучении абсорбционных

ЗАКЛЮЧЕНИЕ

и эмиссионных деталей профилей Бальмеровских

Параметры СМЕ для звезд поздних спектраль-

линий видимого и УФ спектральных диапазонов у

ных классов (масса, скорости, частота и др.) оста-

звезд как солнечного типа, так и более холодных

ются все еще мало изученными. Можно заключить,

(см. серии публикаций, перечисленных в Вида и

что в настоящее время выполненные по различным

др., 2019, и Лейтзингер и др., 2020). Детальное

методикам оценки масс СМЕ заметно различа-

обсуждение достигнутых результатов для карли-

ются между собой, а сведения о свойствах СМЕ

ков спектрального класса М приводится в Вида

звезд поздних спектральных классов недостаточ-

и др. (2019), а для звезд солнечного типа — в

ны. Наиболее полные данные о СМЕ, вероятно,

Лейтзингер и др. (2020). Исследования послед-

могут быть получены для холодных М карликов

них трех десятилетий, как правило, содержали ре-

при спектральных исследованиях. Самые много-

зультаты анализа одной или нескольких звезд и

численные оценки свойств корональных выбро-

лишь нескольких событий (обзор литературы мож-

сов найдены в настоящее время при использова-

но найти у Лейтзингер и др., 2020). Одно из первых

нии наблюдательных данных космических миссий

обширных исследований было выполнено в работе

Кеплер, TESS и эмпирической зависимости, свя-

Фюрмейстер и др. (2018), его авторы рассмотрели

зывающей энергию вспышки и массу СМЕ.

473 спектра, полученные для 28 М-карликов. Вида

В нашем исследовании использованы данные

и др. (2019) изучили 5500 спектров М-карликов

двух каталогов о вспышках звезд, полученные

и установили, что для 25 звезд имеются асиммет-

по результатам наблюдений телескопа Кеплер, и

рии профилей Бальмеровских линий водорода. Для

представлены зависимости величин СМЕ от эф-

этих объектов частота появления зарегистриро-

фективной температуры объектов из этих катало-

ванных событий находится в пределах от 1.2 до

гов. Найдено, что в этом случае диапазон измене-

19.6 событий в сутки. Измеренные по доплеровско-

ний масс СМЕ составляет примерно 10¹⁹-10²² г,

му смещению скорости СМЕ соответствуют вели-

при этом по мере перехода к более горячим (бо-

чинам 100-300 км/с. Получено, что массы СМЕ

лее массивным) звездам наблюдается рост массы

составляют 10¹⁵-10¹⁸ г. Имеются указания, что

СМЕ.

события являются более частыми у более холодных

Оценки масс СМЕ, найденные по эмпирическим

звезд с более высокой хромосферной активностью.

зависимостям для энергий вспышек, превосходят

Ценность метода определений характеристик СМЕ

по величине данные о массах СМЕ, найденные

по спектральным наблюдениям состоит в том, что

по асимметрии профилей Бальмеровских линий

он дает возможность найти как кинематические

водорода. Согласно Вида и др. (2016), данные

характеристики, так и оценку частоты появления

для одного и того же объекта могут различаться

событий.

между собой. Исследование Вида и др. (2016) дает

Лейтзингер и др. (2020) из анализа спектров

пример того, как для одного объекта при изучении

видимого диапазона 425 FGK карликов, получен-

вспышечной активности, профилей Бальмеровских

ных в ходе 3700 ч наблюдательных программ, заре-

линий водорода можно получить оценки масс СМЕ

гистрировали лишь несколько вспышек и сделали

различными способами и сопоставить между со-

вывод о малом числе проявлений СМЕ. Авторы

бой. Исследования такого характера, распростра-

ненные на другие звезды спектральных классов

пришли к заключению, что столь низкий уровень

обнаруженной активности исследованных объек-

G-М, крайне необходимы в будущем. Развитые

тов обусловлен двумя причинами — не только са-

методы найдут широкое применение при оценке

мой низкой активностью, но и наблюдательны-

параметров СМЕ звезд с экзопланетами и позво-

ми ограничениями, вызванными недостаточностью

лят изучить эволюцию атмосфер экзопланет при

продолжительности наблюдений. Лейтзингер и др.

воздействии внешних факторов.

(2020) также обсуждают возможность того, что

Автор признателен правительству Российской

области излучения в линии Нα были слишком

Федерации и Министерству высшего образования

малы для регистрации в проведенных наблюдени-

и науки РФ за поддержку по гранту 075-15-2020-

ях. При достигнутых в наблюдениях отношениях

780 (№ 13.1902.21.0039).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

2020

№ 12

О СВОЙСТВАХ КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ

893

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

7. Ковальски и др. (A.F. Kowalski, S.L. Hawley,

J.A. Holtzman, J.P. Wisniewski, and E.J. Hilton),

1. Аарнио и др. (A.N. Aarnio, S.P. Matt, and

Solar Phys. 277, 21 (2012).

K.G. Stassun), Astrophys. J. 760, 9 (2012).

2. Ван Доорсселаере и др. (T. Van Doorsselaere,

8. Лейтзингер и др. (M. Leitzinger, P. Odert, R. Greimel,

H. Shariati, and J. Debosscher), Astrophys. J. Suppl.

K. Vida, L. Kriskovics, E.W. Guenther, H. Korhonen,

Ser. 232, 26 (2017).

F. Koller, et al.), MNRAS 493, 4570 (2000).

3. Вида и др. (K. Vida, L. Kriskovics, K. Ol ´ah,

9. Фюрмейстер и др. (B. Fuhrmeister, S. Czesla,

M. Leitzinger, P. Odert, Zs. Kov ´ari, H. Korhonen,

J.H.M.M. Schmitt, S.V. Jeffers, J.A. Caballero,

R. Greimel, et al.), Astron. Astrophys. 590, A11

M. Zechmeister, A. Reiners, I. Ribas, et al.), Astron.

(2016).

Astrophys. 615, A14 (2018).

4. Вида и др. (K. Vida, M. Leitzinger, L. Kriskovics,

10. Шривер и др. (K. Schrijver, F. Bagenal, T. Bastian,

B. Seli, P. Odert, O.E. Kovacs, H. Korhonen, and

J. Beer, M. Bisi, T. Bogdan, S. Bougher, D. Boteler,

L. van Driel-Gesztelyi), Astron. Astrophys. 623, A49

et al.), arXiv:1910.14022 (2019).

(2019).

11. Чанг и др. (H.-Y. Chang, C.-L. Lin, W.-H. Ip, L.-

5. Гюнтер и др. (M.N.G ¨unther, Z. Zhan, S. Seager,

C. Huang, W.-C. Hou, P.-C. Yu, Y.-H. Song, and

P.B. Rimmer, S. Ranjan, K.G. Stassun, R.J. Oelkers,

A. Luo), Astrophys. J. 867, 78 (2018).

T. Daylan, et al.), Astron. J. 159, 60 (2020).

12. Янг и др. (H. Yang and J. Liu), Astrophys. J. Suppl.

6. Килпуа и др. (E. Kilpua, H.E.J. Koskinen, and

Ser. 241, 29 (2019).

T.I. Pulkkinen), Liv. Rev. Solar Phys. 14, 5 (2017).

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 46

№ 12

2020