Астрономический журнал, 2022, T. 99, № 12, стр. 1236-1244

1. ВВЕДЕНИЕ

Звезды типа FK Com образуют крайне малочисленную группу одиночных быстровращающихся хромосферно активных звезд спектральных классов G–K. Кроме самого прототипа – звезды FK Com, к их числу в настоящее время относят еще лишь две звезды – ET Dra (BD+70 959) и HD 199178. Несмотря на большой интерес к уточнению эволюционного статуса звезд типа FK Com (см., напр., обсуждение в работах [1, 2]) и установлению их возможной связи с переменными типа W UMa, за последние десятилетия достоверно не были выявлены другие звезды этого типа.

Проблемы изучения быстровращающихся одиночных гигантов поздних спектральных классов рассматриваются в работах [3, 4].

В серии наших предыдущих работ (обзор приведен в статье [2]) мы сделали попытку выявления новых кандидатов звезд типа FK Com по изучению их фотометрической переменности на основе данных архива наблюдений на космическом телескопе Кеплер. С этой целью по имеющимся литературным данным были выбраны объекты [2], параметры которых соответствуют звездам типа FK Com по температурному диапазону, ускорению силы тяжести и периоду вращения. Нами были сделаны оценки параметров запятненности и дифференциального вращения этих объектов. Были найдены положения доминирующей активной области (долготы) на поверхности звезд и прослежена их эволюция со временем. Сводку основных сведений об этих и других изученных нами объектах – кандидатах в звезды типа FK Com, и ссылки на оригинальные статьи, опубликованные по этой тематике в последние годы, можно найти в работе [2].

Ранее мы уже рассматривали объекты из выборки звезд-гигантов в списке [5], которые обладают вспышками, быстрым вращением, и для которых не было найдено указаний на их двойственность. Можно предположить, что такие объекты могут быть вероятными кандидатами в звезды типа FK Com. Наше внимание привлекла малоизученная звезда KIC 2142183. База астрономических данных SIMBAD содержит всего три ссылки на литературные источники, посвященные изучению этого объекта. Звезда характеризуется в каталоге 2MASS (J 19060250+3735442) как Rotationally variable Star, имеет яркость 13.642^m в полосе пропускания аппаратуры телескопа Кеплер. Ее эффективная температура равна 4860 К, логарифм ускорения силы тяжести 3.051, период вращения ${{P}_{{{\text{rot}}}}}{{ = 3.62}^{d}}$ (см. также [6]). Согласно базе данных SIMBAD и данным архива наблюдений космического телескопа Кеплер, KIC 2142183 имеет радиус 4.624 ${{R}_{ \odot }}$. По результатам исследования [6] звезда обладает высокой вспышечной активностью: за время наблюдений на телескопе Кеплер было зарегистрировано 143 вспышки с энергией $\lg E = 34.8{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 36.3$.

2. АНАЛИЗ ФОТОМЕТРИЧЕСКИХ ДАННЫХ ДЛЯ KIC 2142183

Мы провели анализ всех имеющихся для KIC 2142183 данных в архиве космического телескопа Кеплер (17 сетов наблюдений). Их обработка была аналогична примененной в наших предыдущих работах [2]. Первоначально мы проанализировали данные каждого из 17 сетов. Для примера, на рис. 1 и 2 представлены кривые блеска KIC 2142183, соответствующие им спектры мощности и фазовые диаграммы для наблюдений в девяти и восьми сетах соответственно. Хорошо заметны периодическая модуляция блеска, обладающая заметной переменностью амплитуды, а также многочисленные вспышки. На построенных нами по набору для каждого сета спектрах мощности имеются пики, соответствующие величине периода вращения звезды ${{P}_{{{\text{rot}}}}}$ на широте, на которой в данный интервал наблюдений находилась доминирующая группа пятен. Было найдено, что соответствующие максимальные величины $P$ меняются от 3.544^d до 3.675^d (среднее значение 3.614^d) и находятся в согласии с оценками, имеющимися в литературе: 3.637^d [5] и 3.62^d [6]. Амплитуда переменности блеска лежит в пределах 6–14% от уровня среднего блеска звезды. Данные на рис. 1 и 2 хорошо иллюстрируют высокий уровень активности звезды.

Рис. 1.

Слева – кривые блеска для KIC 2142183, в центре – спектры мощности переменности блеска, справа – фазовые диаграммы переменности блеска (горизонтальные линии характеризуют величину амплитуды переменности блеска). Данные приведены для наблюдений в 1–9 сетах.

Рис. 2.

То же, что на рис. 1, для наблюдений в 10–17 сетах.

При дальнейшем анализе нами было отобрано в совокупности 64 794 единичных измерений за период наблюдений около 3.9 лет. Для каждого интервала наблюдений соответствующие измерения были нормированы на среднее значение, все данные были объединены в единый массив (рис. 3, вверху). Рассчитанный спектр мощности (рис. 3, средняя и нижняя диаграммы) характеризуется набором пиков, в том числе изолированным пиком с периодом 3.637^d, совпадающим с найденным в работе [5].

Рис. 3.

Верхний ряд: кривая блеска KIC 2142183 (по оси абсцисс – время в сутках), в середине – спектр мощности переменности блеска в интервале периодов 0–6^d, внизу – спектр мощности переменности блеска в интервале периодов 3.4–3.8^d.

Рассчитанный амплитудный спектр мощности (см. нижнюю панель рис. 1 и 2, содержащую главный пик) свидетельствует о достаточно сложном характере изменений кривых блеска звезды, действительно присущем звездам с вращательной модуляцией блеска. Как мы указывали ранее (например, в работе [7]), происхождение каждого из этих пиков может быть связано с наличием пятен (или групп пятен), расположенных на различных широтах звезды, которая обладает дифференциальным вращением. При этом изменения периодов переменности блеска могут быть обусловлены изменениями и эволюцией (появлением и исчезновением) активных областей, лежащих на различных широтах на поверхности звезды. Значения периодов, относящихся к двум доминирующим пикам на периодограммах, в порядке убывания соответствующих им амплитуд изменений блеска равны ${{P}_{1}}{{ = 3.637}^{d}}$ и ${{P}_{2}}{{ = 3.500}^{d}}$. Величина погрешности определения периодов лежит в интервале 0.001–0.005^d. Период, относящийся к максимальной амплитуде (${{P}_{1}}$), интерпретируется нами как период вращения звезды на широте, соответствующей расположению наибольшего холодного пятна (активной области).

Как и в работе [8], мы выполнили оценку параметра ${{A}_{1}} = {\text{abs}}({{P}_{2}} - {{P}_{1}}){\text{/}}{{P}_{{\max }}},$ ${{P}_{{\max }}} = \max ({{P}_{1}},{{P}_{2}})$, характеризующего дифференциальное вращение звезды. Аналогично можно определить A₂ = $ = {\text{abs}}({{P}_{2}} - {{P}_{1}}){\text{/}}{{P}_{{\min }}},$ ${{P}_{{\min }}} = \min ({{P}_{1}},{{P}_{2}})$.

Величины ${{А}_{1}}$ и ${{А}_{2}}$ фактически характеризуют верхнюю и нижнюю границы величины параметра дифференциального вращения звезды $\Delta \Omega $ и составляют 0.0377 и 0.0391 соответственно. Они превосходят величину $A = 0.01$, рассматриваемую в [8] как предел обнаружения.

Выполненная нами оценка параметров дифференциального вращения звезды $\Delta \Omega = $ = 0.068 рад/сут (т.е. различие угловых скоростей вращения на экваторе и на полюсе) позволила сравнить полученные данные с опубликованными в работе [8], содержащими определения параметров дифференциального вращения 12 300 звезд. Символы на рис. 4 представляют данные для исследуемой в настоящей работе звезды KIC 2142183, для KIC 5428626 [13], а также для объектов, рассматриваемых ранее нами в качестве других кандидатов в звезды типа FK Com (см. [9, 10]). На  рис. 4 приведены эмпирическая зависимость из работы [11] (пунктирная линия) и зависимости согласно теоретическим предсказаниям из статьи [12] (сплошные линии). Для KIC 2142183 полученный результат свидетельствует об очень хорошем согласии с данными нашего предыдущего исследования [9] и с результатами для KIC 5428626 [13]. Все эти величины $\Delta \Omega $ выше, чем были получены для объектов, изученных нами ранее [10] (звезды, подобные HD 199178). При этом для всех данных имеется согласие с результатами для 12 300 звезд из [8] и с теоретической зависимостью.

Рис. 4.

Зависимость параметра дифференциального вращения $\Delta \Omega $ от эффективной температуры звезды. Крупный кружок – данные для KIC 2142183, маленькие кружки и ромбы – данные из работ [9, 10] соответственно. Квадрат – данные для KIC 5428626 ([13]). Светлые кружки – данные [8] для 12 300 звезд. Эмпирическая зависимость из [11] представлена пунктирной линией, теоретические предсказания из [12] показаны сплошными линиями, вертикальной сплошной линией обозначен диапазон изменений параметра $\Delta \Omega $, найденного нами для KIC 2142183 по оценкам диапазона изменений параметра $P$(LT).

Кроме того, для KIC 2142183 нами было определено так называемое время запаздывания P(LT), когда области на экваторе вновь сравниваются с отстающими или опережающими их активными областями на другой широте. Оценки величин P(LT) были получены из анализа спектров мощности изменений амплитуд переменности кривых блеска звезд. Мы обратили внимание на два пика с величинами P(LT) в 120^d и 280^d. Им  соответствуют величины $\Delta \Omega $, равные 0.52 и 0.22 рад/сут, соответствующий диапазон изменения параметра на рис. 4 обозначен вертикальной жирной сплошной линей. Следует отметить, что все указанные выше величины приведены как оценки и могут рассматриваться в качестве предельных, поскольку мы не знаем, на какой широте расположены активные области, вызывающие вращательную модуляцию блеска звезд.

Запятненность S поверхности звезды была найдена с помощью методики, широко используемой в наших предыдущих исследованиях [2]. Параметр S определяется как отношение площади всех пятен на поверхности звезды к площади всей ее видимой поверхности. Наша оценка показала, что величина параметра S для KIC 2142183 достаточно велика и находится в пределах от 5 до 14% (точность определения менее 0.1%).

Кроме того, согласно обновленным данным архива телескопа Кеплер, принимая оценку радиуса звезды 4.624 ${{R}_{ \odot }}$, мы получили величину $A$ площади пятен на поверхности звезды в абсолютной мере (в миллионных долях видимой полусферы Солнца, м.д.п.). Если площадь большой группы пятен на Солнце может составлять 1–2 тысячи м.д.п., то площадь пятен на поверхности KIC 2142183 в различные интервалы наблюдений многократно превосходит ее и находится в пределах от $7.3 \times {{10}^{5}}$ до $2.5 \times {{10}^{6}}$ м.д.п.

3. ВСПЫШЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

Каталог вспышек [6], зарегистрированных основной миссией Кеплер, включает сведения о 162 262 вспышках для 3420 звезд. Тщательный анализ, проведенный авторами каталога, позволил выявить проблемы, связанные с наличием в такого рода каталогах различных ложных сигналов и артефактов. Одним из удивительнейших открытий, сделанных на основе данных космического телескопа Кеплер, является обнаружение звездных супервспышек c энергией от 10³³ до 10³⁸ эрг. В связи с супервспышками, зарегистрированными миссией Кеплер, следует отметить, что механизм, способный обеспечить магнитную энергию, достаточную для появления столь мощных явлений на звездах-гигантах, предложен в работе Кацовой и др. [14]. Несмотря на то что рассмотренные в данной работе сильные вспышки происходят на гигантах, вращающихся медленнее, чем звезды типа FK Com, возможно, высказанные в этой работе идеи смогут прояснить природу активности этих объектов.

Другое привлекающее внимание обстоятельство состоит в выделении в работе [6] группы звезд гигантов, обладающих вспышечной активностью (см. [6], табл. 3). Процессы генерации магнитных полей в оболочках звезд гигантов и происхождение вспышечной активности звезд высокой светимости до конца не ясны и требуют дальнейших всесторонних исследований. Наличие второго, в том числе, активного компонента в двойной системе не всегда может дать объяснение наблюдаемым вспышкам.

В работе [5] из первоначальной выборки 706 звезд гигантов-кандидатов выделили в окончательный список 61 объект, значительную долю которых, возможно, составляют двойные системы. В настоящее время имеется подтверждение двойственности для 11 из них. Авторы цитируемой работы рассматривают аргументы в пользу предположения о едином механизме генерации вспышек для звезд гигантов и карликов. Как было отмечено выше, наше внимание привлекли объекты (включая KIC 2142183), входящие в выборки гигантов в списке [5], для которых не было указаний на их двойственность. Очевидно, что такие объекты могут быть рассмотрены как новые кандидаты в звезды типа FK Com.

Как в каталоге [6], так и в [5] содержатся данные о вспышечной активности KIC 2142183. Всего представлены сведения о 100 вспышках с энергией $\lg E$ в диапазоне от 34.8 до 36.3. На рис. 5 приведены данные об изменении вспышечной активности объекта в течение периода наблюдений на космическом телескопе Кеплер, и фазовая кривая, построенная по этим данным (верхний ряд, слева и справа соответственно). В первые 400 и последние 300 суток наблюдений звезда проявляла меньшую вспышечную активность. Спектр мощности изменений величин $\lg E$ со временем характеризуется значительной зашумленностью, на нем не наблюдается ярко выраженных пиков, в частности, отсутствует пик, соответствующий периоду вращения звезды ${{P}_{{{\text{rot}}}}}$. Однако можно высказать предположение о большем числе вспышек, приходящемся на интервал фаз 0.6–1.0. Об этом же свидетельствует и гистограмма распределения фаз, на которых происходили вспышки (рис. 5, нижний ряд, слева).

Рис. 5.

Верхний ряд, слева – изменения вспышечной активности объекта (величин $\lg E$) в течение наблюдений на космическом телескопе Кеплер (по оси абсцисс – время в сутках); справа – фазовая кривая для ${{P}_{{{\text{rot}}}}}{{ = 3.637}^{d}}$, построенная по этим данным. Нижний ряд – гистограммы распределения фаз (слева), соответствующих вспышкам, и величин $\lg E$ (справа).

Отметим, что можно предположить, что распределение энергии вспышек не носит симметричный вид (рис. 5, нижний ряд, справа). Распределение величин $\lg E$ имеет продолжение вплоть до величины 36.4, подобный характер имеет большинство гистограмм для объектов, изученных в [5].

4. СОПОСТАВЛЕНИЕ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗД KIC 2142183 И KIC 6428626

Ранее в [13] по результатам анализа фотометрических наблюдений на космическом телескопе Кеплер была исследована звезда KIC 6428626, которая ранее, как и KIC 2142183, была отмечена как быстро вращающийся гигант, обладающий вспышечной активностью. Нами были выполнены оценки параметров запятненности S для KIC 6428626 (7–12% от площади всей видимой поверхности звезды) и дифференциального вращения звезды (величина параметра $\Delta \Omega $ составляет 0.016 рад/сут). Были найдены положения доминирующей активной области (долготы) на поверхности звезды и прослежена их эволюция со временем – возможные циклические изменения положения с характерным временем около 400 сут. Ранее аналогичный вывод о существовании циклических изменений положений активных областей был сделан для звезды FK Com – прототипа исследуемых нами звезд. KIC 6428626 обладает высокой вспышечной активностью: в литературе приведены сведения о 143 вспышках с энергией $\lg E$ в диапазоне от 34.8 до 37.4. Наш анализ и имеющиеся в литературе данные для KIC 6428626 позволили рассмотреть возможность ее принадлежности к группе звезд типа FK Com.

Обе исследуемые звезды (KIC 6428626 и KIC 2142183) являются быстро вращающимися гигантами с величинами периодов фотометрической переменности блеска 2.5–2.6^d и 3.5–3.7^d соответственно.

Площадь пятен на поверхности обеих звезд-гигантов в абсолютной мере существенно превосходит площадь пятен на Солнце, более того, эта величина сопоставима или даже больше площади всей видимой поверхности Солнца. Для KIC 2142183 величина параметра $A$ в различные интервалы наблюдений находится в пределах от $7.3 \times {{10}^{5}}$ до $2.5 \times {{10}^{6}}$ м.д.п., а для KIC 6428626 составляет $(1.0{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 2.6) \times {{10}^{6}}$ м.д.п.

Обе звезды обладают высокой вспышечной активностью: в литературе приведены сведения о 143 вспышках с энергией $\lg E$ в диапазоне от 34.8–37.4 для KIC 6428626 и о 100 вспышках с $\lg E$ в диапазоне от 34.8–36.3 для KIC 2142183.

Таким образом, можно сделать вывод о достаточно хорошем согласии характеристик (вращение, вспышечная и пятенная активность) гигантов KIC 6428626 и KIC 2142183.

5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

По результатам анализа фотометрических наблюдений на космическом телескопе Кеплер нами была изучена звезда KIC 2142183, которая в [5] рассмотрена как вспыхивающий быстро вращающийся гигант (100 вспышек, период вращения ${{P}_{{{\text{rot}}}}}{{ = 3.6}^{d}}$). С учетом результатов нашего исследования и имеющихся в литературе данных KIC 2142183 может быть причислена к числу кандидатов для установления принадлежности к группе звезд типа FK Com. Наш анализ подтвердил данные о быстром вращении и высокой вспышечной активности KIC 2142183. Поскольку блеск звезды в полосе $K$ составляет 13.642^m, наземные спектральные наблюдения могут быть проведены только на телескопе с большой апертурой (например, не менее 4 м). Если в результате дальнейших исследований звезда будет отнесена к группе звезд типа FK Com, то она, как и FK Com [15], станет перспективным объектом наблюдений в программе международной космической обсерватории Спектр-УФ [16].

В настоящей работе использовались сведения из астрономической базы данных SIMBAD и архива космического телескопа Кеплер.