Астрономический журнал, 2023, T. 100, № 12, стр. 1259-1266

1. ВВЕДЕНИЕ

Хромосферно активная звезда FK Com является прототипом звезд типа FK Com – малочисленной группы одиночных быстро вращающихся гигантов позднего спектрального класса G–K. С уверенностью к звездам типа FK Com отнесены три звезды: FK Com, V1794 Cyg (HD 199178) и ET Dra (BD+70959). Другие звезды, ранее причисленные к данной группе, как оказалось, обладают двойственностью и были исключены из нее. Несмотря на большой интерес к уточнению эволюционного статуса звезд типа FK Com (см., напр., обсуждение в [1]) и установлению их возможной связи с переменными типа W UMa, за последние десятилетия достоверно не были выявлены другие звезды этого типа. В серии наших работ (см. более подробно в [2]) по фотометрическим наблюдениям телескопа Кеплер были выявлены кандидаты в объекты типа FK Com, которые требуют уточнения статуса двойственности и принадлежности к звездам типа FK Com.

Одиночная звезда FK Com спектрального класса G5 III–G4 III обладает сильной хромосферной активностью [3, 4]. Величина проекции скорости вращения на луч зрения, $V\sin i = 159{\kern 1pt} - {\kern 1pt} 162$ км/с, является уникальной для одиночных гигантов. FK Com обладает заметным дифференциальным вращением, величина параметра дифференциального вращения установлена на уровне $\Delta \Omega = 0.08$ рад/сут. Фотосфера звезды покрыта обширными холодными пятнами (областями) площадью до 30%. Большая часть исследований FK Com основана на фотометрических наблюдениях. По ним была выявлена переменность положения долготы активной области (примерно на 180°), в дальнейшем получившая название “flip-flop” [5]. В ряде работ были найдены циклы активности FK Com продолжительностью от нескольких лет до десятилетия, но однозначной величины цикла активности установлено не было [6–8]. Спектр звезды обладает эмиссионными линиями H и K Ca II, водородными линиями бальмеровской серии, которые показывают значительную переменность. В седьмой статье из серии своих публикаций, авторы [9] рассмотрели спектральные наблюдения FK Com и проанализировали данные для линии H$\alpha $, охватывающие более десяти лет. Результаты изучения хромосферной активности, полученные по данным H$\alpha $, были сопоставлены с доплеровскими картами фотосферных пятен. В нашей работе [10] представлены новые результаты спектральных наблюдений звезды FK Com, проведенных в июне 2021 г. и июне 2022 г. в Симеизской обсерватории и в обсерватории Синлонг (Xinglong, NAOC, Китай) в 2022 г. По данным спектрополяриметрии установлено наличие магнитного поля, которое изменялось в период наблюдений от $ - 100$ Гс до почти 300 Гс [11, 12].

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ

Постоянный мониторинг звезды FK Com начался в Звенигородской обсерватории ИНАСАН в 2015 г. В настоящей работе мы представляем данные за последние 5 лет (2018–2023 гг.), полученные на обсерваториях ИНАСАН в Крыму, Звенигороде и на Российско-Кубинской обсерватории в Гаване (Республика Куба). Новые наблюдения были получены на 2 роботизированных телескопах Officina Stellare RH-200 и Celestron R-ASA 11. На телескопе Officina Stellare RH-200 для получения изображений исследуемых объектов была использована ПЗС камера FLI Proline 16803 с колесом фильтров $UBVRI$. В такой конфигурации масштаб изображения составил 3.1/пиксел. На телескопе Celestron RASA 11 использовалась КМОП – камера ZWOASI 6200 Pro в комплекте с фильтром $V$. Для данного телескопа масштаб изображения был равен 1.2/ пиксел. Так как два телескопа являются широкоугольными, анализируемое поле зрения получаемого кадра составляло $2.5^\circ \times 2.5^\circ $ и $3.2^\circ \times 2.2^\circ $, соответственно. В такой комбинации научных инструментов один кадр включает в себя значительное количество объектов, что дает большой выбор звезд сравнения для дифференциальной фотометрии. Время экспозиции (от 20 до 60 с) подбиралось для каждого фильтра и ночи индивидуально.

В 2018 г. в Звенигородской обсерватории ИНАСАН на телескопе Officina Stellare RH-200 мониторинг FK Com проводился с 3 по 20 мая (HJD 245 8242.36–245 8259.42). Всего было получено 1557 измерений блеска звезды в фильтре $V$. Точность единичного измерения в фильтре $V$ составила не более 0.01^m. В 2019 г. в Звенигородской обсерватории ИНАСАН на телескопе Officina Stellare RH-200 мониторинг FK Com проводился с 2 февраля по 17 мая (HJD 245 8533.34–HJD 245 8621.5). В течение этого периода было получено по 1270 оценок блеска в фотометрических фильтрах $U$, $B$, $V$. Точность единичного измерения составляла примерно $0.008{\kern 1pt} - {\kern 1pt} {{0.009}^{m}}$. В 2020 г. в Звенигородской обсерватории ИНАСАН на телескопе Officina Stellare RH-200 мониторинг FK Com проводился с 15 марта по 11 апреля (HJD 245 8924.2–HJD 245 8948.57). Всего было получено по 1690 оценок блеска в фотометрических фильтрах $U$, $B$, $V$. Точность единичного измерения составляла примерно 0.012$^{m}$. В 2021 г. эпизодические наблюдения FK Com проводились на телескопе Цейсс-1000 Симеизской обсерватории ИНАСАН, наблюдения были выполнены в феврале, апреле и октябре 2021 г. В 2022 г. телескоп Officina Stellare RH-200 с ПЗС-камерой FLI Proline 16803 был установлен в совместной Российско-Кубинской обсерватории (РКО) в Гаване (Республика Куба), а в Звенигородской обсерватории был установлен телескоп Celestron RASA 11 c КМОП-камерой ZWO ASI 6200 MMPro c фильтром V. Наблюдения FK Com были продолжены на двух обсерваториях. На РКО наблюдения FK Com были проведены c 29 марта по 21 апреля 2022 г. (HJD 245 9668.6–245 9690.87). Всего было получено 1500 оценок блеска в фотометрическом фильтре V. Точность единичного измерения составляла примерно 0.07^m. В 2023 г. FK Com наблюдалась в Звенигородской обсерватории ИНАСАН на телескопе Celestron RASA 11. Мониторинг проводился с 20 апреля по 01 мая (HJD 245 8924.2–HJD 245 8948.57). Всего было получено 2200 измерений блеска в фотометрическом фильтре V. Точность единичного измерения составляла примерно 0.02^m.

Полученные фотометрические наблюдения подверглись процессу стандартной обработки, который включал в себя следующие процедуры: вычитание кадров подложки (bias), вычитание темнового тока, учет плоского поля. Обработка наблюдений была проведена с использованием программы MaximDL. Для дифференциальной фотометрии звезды FK Com в качестве звезды сравнения использовалась звезда HD 117567 (F2, $V{{ = 7.62}^{m}}$, каталог Simbad), находящаяся поблизости от исследуемой звезды. В общей сложности за интервал наблюдений с 2018 по 2023 г. нами было получено 9060 оценок блеска звезды в фильтре V.

3. ДОЛГОВРЕМЕННЫЕ ЦИКЛЫ АКТИВНОСТИ

Помимо наших наблюдений и ранее уже рассмотренных данных литературных источников мы воспользовались результатами многолетнего обзора Kamogata Wide-field Survey (KWS)¹¹. В обзоре представлены наблюдения звезды в фильтрах $B$, $V$ и $Ic$, но мы ограничились только анализом данных для фильтра $V$, обладающих длительным интервалом наблюдений в 4516^d (12.4 лет) (HJD 245 5557.366–246 0074.055). Всего нами была рассмотрена 1181 оценка блеска звезды в фильтре V. Эти данные несомненно свидетельствуют о присутствии цикличности в изменении блеска объекта. Учитывая их хорошее согласие как с измерениями других авторов, так и выполненных нами, мы посчитали возможным объединить все имеющиеся измерения блеска звезды в единый массив (рис. 1). Полученный таким образом набор данных включает 17 653 измерений в интервале HJD 243 9253.438–246 0074.056 длительностью порядка 20 821^d (57 лет).

Рис. 1.

Вверху – блеск FK Com в фильтре $V$ по данным объединенного массива наблюдений; средняя панель – спектр мощности для интервала 1–60 лет, вертикальные линии соответствуют циклам активности 2.4, 5.63, 8, 13.6, 30 и 49 лет; нижняя панель – фазовая диаграмма, построенная для цикла активности в 5.63 года.

Данные единого массива включают измерения, выполненные фотоэлектрическим методом, и наблюдения, полученные с ПЗС-приемниками (см. также описание отдельных частей массива и результаты анализа этих данных в [12–14]). Периодограммный анализ выполнялся с помощью стандартной программы IDL LNP-TEST, основанной на методике Ломба$--$Скаргла для неравноотстоящих данных.

На основе построенного спектра мощности для данных о блеске FK Com можно предположить существование возможных циклов активности ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ более 1 года (рис. 1, средняя диаграмма). Величины циклов долговременной активности составляют 2.4, 5.63, 8, 13.6, 30 и 49 лет. Доминирующим является ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ продолжительностью в 5.63 года, на нижней панели рис. 1 приведена построенная для него фазовая диаграмма. Долговременные циклы активности FK Com очевидно присутствуют, однако их конкретная величина (30 и 49 лет) несомненно требует уточнения. Пока значения этих циклов сопоставимы с длительностью имеющихся у нас результатов наблюдений.

Изучение долговременной переменности звезды FK Com и установление циклов ее активности являлись предметом многочисленных исследований (см. [4, 6, 8]). Отметим, что различающиеся по временны́м интервалам данные для разных параметров не позволяют получить однозначные оценки продолжительности того или иного цикла. Например, по данным [8] для изменений положений активных областей были установлены квазипериодические циклы в 5.8 $ \pm $ 0.4 и 5.2 $ \pm $ 0.4 года, а периодограммный анализ изменений площади пятен на поверхности FK Com указал на величину 6.35 ± 0.41 года. Авторы [15] установили, что для интервала наблюдений 1990–2005 гг. в фотометрическом поведении звезды доминировал цикл с продолжительностью около 5.8 лет. Согласно [16], продолжительность цикла фотометрической активности составляет 4.5–6.1 года.

В работе [12] мы провели независимое установление свойств переменности FK Com и вычислили амплитудные спектры для ряда параметров, характеризующих ее переменность. Нами были рассмотрены временны́е ряды для блеска звезды в фильтрах $U$, $B$ и V, амплитуды переменности блеска, суммарной площади пятен на поверхности звезды (запятненности) Sp и среднего значения блеска для каждого рассматриваемого нами сета. Графики всех спектров мощности имеют широкие пики для нескольких наборов характерных времен переменности. Было показано, что переменность с характерными временами около 400, 900, 1600, 2100 и 2800$^{d}$ прослеживается для данных о запятненности звезды, но отсутствует в изменениях амплитуды переменности блеска. Очевидно, что наиболее достоверными являлись результаты анализа спектров мощности для фильтра $V$ (для той эпохи он был построен по 7044 наблюдательным точкам, в то время, как данные в $U$ и $B$ фильтрах получены по 2650 и 3773 измерениям, соответственно). Наиболее ярко выраженной оказалась переменность 2100 и 2650^d (5.7 и 7.3 года, соответственно). Отметим, что период в 5.4 года ранее был установлен в [5] для средних по сезонам наблюдений значений блеска звезды.

Резюмируя, можно сделать выводы о том, что по мере накопления новых данных и удлинения интервала фотометрических наблюдений происходит уточнение значений о долговременных циклах активности, при этом найденный нами по существенно более многочисленным данным доминирующий цикл с величиной порядка 5.63 лет (5.4–5.8 лет) прослеживается и в результатах анализа предыдущих исследований.

Представляется возможным сопоставить полученные нами результаты о циклах активности FK Com и двух других звезд, входящих в группу рассматриваемого типа (обобщенные данные о трех объектах представлены в табл. 1). Саванов и др. (в печати, 2023) собрали и проанализировали уникальный ряд фотометрических данных за период более ста лет для быстровращающегося одиночного G5 III-IV гиганта HD 199178 (V1794 Cyg), принадлежащего к группе звезд типа FK Com. Выполненный нами анализ долговременной периодичности активности этой звезды основан на всех доступных по литературным источникам измерениях ее блеска в фильтре $B$. Для оценки блеска HD 199178 в эпоху, предшествующую фотоэлектрическим и ПЗС-наблюдениям, были проведены измерения фотопластинок из архива ГАИШ, отснятых в Краснопресненской обсерватории МГУ в Москве (4 пластинки, снятые с 1898 по 1903 г., и 41 пластинка за период с 1935 по 1958 г.). В итоге всего было получено 2142 оценки блеска звезды в фильтре $B$. Они обладают уникальной продолжительностью в 118.3 года и охватывают интервал времени с 1898 г. по июль 2016 г. Найдены свидетельства о существовании долговременных циклов фотометрической переменности с величинами порядка 25–60 лет. Сделано предположение о существовании возможных циклов активности в 2000, 3165, 5050, 9000 и 21 600$^{d}$ (соответственно 5.5, 8.7, 16.6, 24.7 и 59.2 лет). Полученные результаты сопоставлены с другими оценками циклов активности у HD 199178. Наиболее достоверным следует признать существование цикла величиной 8.7–9 лет. В статье [18] мы представили новые результаты исследования третьей звезды типа FK Com – ET Dra, основанные на наблюдениях, проведенных в Звенигородской обсерватории ИНАСАН, с помощью телескопа FRAM ORM обсерватории Ла Пальма (Испания) и широкополосной оптической системы мониторинга Mini MegaTORTORA САО РАН. Мы изучили изменения формы кривой блеска, вызванные вращательной модуляцией звезды с пятнами на поверхности, долговременную переменность блеска звезды, а также выполнили независимое определение периода вращения по всем доступным нам сетам наблюдений. Наблюдения, полученные в САО РАН продолжительностью более 2200 сут, дали возможность изучить долговременную переменность блеска ET Dra. Найдены указания на существование циклов продолжительностью 580^d и 810^d (1.55 и 2.23 года соответственно).

4. ДИАГРАММА $\log (1{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}}){\kern 1pt} - {\kern 1pt} \log ({{P}_{{{\text{cycl}}}}}{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}})$

По мере увеличения продолжительности наблюдений активных звезд появляется возможность установления все более и более длительных циклов с величинами порядка 20–40 лет. Традиционным является анализ диаграмм вида $\log (1{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}}){\kern 1pt} - {\kern 1pt} \log ({{P}_{{{\text{cycl}}}}}{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}})$ (см., напр., [16]). Коэффициент линейной зависимости между этими величинами m пропорционален числу динамо DN (см. подробнее, напр., в [19]). Согласно результатам предыдущих исследований наклон зависимости, представленной на диаграммах такого вида, составляет величину в диапазоне 0.74–0.84 в соответствии с тем, как выбирались объекты, данные для которых использовались при построении зависимости (возраст, уровень активности и др.). В одном из наиболее современных, однородном и обширном исследовании [19] авторы по выборке в 67 звезд умеренной активности нашли величину параметра m = 1.02 ± 0.06 (m = 1 соответствует отсутствию корреляции). Этот результат хорошо согласуется с определениями m, выполненными в работах [20, 21]. Более детальное обсуждение можно найти в [19]. Рисунок 2 (внизу) построен на основе данных [19], тонкие сплошные линии проведены для данных, охарактеризованных этими авторами как главные и вторичные циклы.

Рис. 2.

Вверху – гистограмма распределений циклов активности звезд RS CVn по данным [23]. Толстые вертикальные линии показывают циклы активности ET Dra, FK Com и HD 199178 (слева направо). Внизу – диаграмма $\log (1{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}}){\kern 1pt} - {\kern 1pt} \log ({{P}_{{{\text{cycl}}}}}{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}})$. Маленькие кружки – данные [19], сплошные линии проведены для данных, охарактеризованных этими авторами, как главные и вторичные циклы. Светлые кружки – наши данные (слева направо) для ET Dra, HD 199178 и FK Com. Крупными символами выделены доминирующие циклы. Циклы активности Солнца представлены квадратами (снизу вверх): циклы Ригера, Швабе, Хейла, Глейсберга, де Врис и Холлштатта [22]. Символ плюс – данные [23].

Светлыми кружками на рис. 2 представлены наши данные (слева направо) для ET Dra, HD 199178 и FK Com. Крупными символами выделены доминирующие циклы. Для сравнения циклы активности Солнца представлены на рис. 2 квадратами (снизу вверх) – циклы Ригера, Швабе, Хейла, Глейсберга, де Врис и Холлштатта [22]. Вероятно, солнечные данные для циклов Швабе и Хейла укладываются на предложенные нами зависимости. К сожалению, продолжительность, однородность, качество и скважность выполненных наблюдений пока не позволяют выявить по имеющимся данным аналоги циклов Ригера, Глейсберга и более длительных циклов для исследуемых нами трех звезд.

Следует отметить, что помимо возможной связи с переменными типа W UMa, по своим характеристикам объекты типа FK Com во многом сопоставимы со звездами типа RS CVn, за исключением одного параметра – отсутствия у них двойственности. Звезды RS CVn представляют собой двойные системы, где первичный горячий компонент является субгигантом или гигантом спектрального класса между F и K, а вторичный холодный компонент является карликом или субгигантом спектрального типа от G до M (см. подробнее описание и многочисленные ссылки, напр., в [23]). Прототипом, давшим название группе, является затменная двойная система RS Canum Venaticorum. Из-за меньшей яркости холодной компоненты большинство этих систем относятся к типу SB1. Эти звезды являются быстрыми ротаторами, синхронизированными приливным взаимодействием, и поэтому более активны, чем одиночные звезды с теми же характеристиками. Они обычно демонстрируют значительную эмиссию в линиях Н$\alpha $, Ca II, сильное рентгеновское и микроволновое излучение. В этой активности доминирует горячий компонент – быстро вращающийся гигант. В оптическом диапазоне наиболее заметной особенностью является периодическая фотометрическая переменность, намного большая, чем у отдельных звезд с тем же спектральным типом. Эта переменность обусловлена модуляцией блеска крупными звездными пятнами, покрывающими до 10% поверхности звезды. Хорошо известно, что звезды типа RS CVn также являются сильными источниками рентгеновского излучения, обладающие переменностью на шкале времени порядка периода вращения звезды. С другой стороны, многие из этих систем демонстрируют долгосрочные вариации хромосферной и фотосферной активности и циклы активности. Изучение этих циклов является ключом к пониманию связи между вращением звезд и долговременной активностью, а также проявлений механизма, ответственного за генерацию и поддержание магнитных полей звезд (см. ссылки в наших предыдущих статьях и в работе [23]).

Авторы [23] рассмотрели данные для 121 звезды типа RS CVn, охватывающие широкий диапазон светимостей и периодов вращения, для поиска циклов активности этих объектов. Для каждой системы в [23] были рассмотрены архивные фотометрические данные и результаты собственных наблюдений и определены периоды вращения и возможные циклы активности. По результатам анализа из [23] мы рассмотрели данные для 73 систем с надежными определениями ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ и ${{P}_{{{\text{rot}}}}}$. На верхней диаграмме рис. 2 представлена гистограмма распределений циклов активности звезд RS CVn по данным [23]. Вертикальные толстые линии соответствуют данным для доминирующих циклов активности ET Dra, FK Com и HD 199178 (слева направо). Имеется хорошее согласие между величинами ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ для рассматриваемых нами звезд и большинства объектов типа RS CVn. На нижней диаграмме рис. 2 данные [23] представлены символами “+”. Они образуют последовательность, расположенную выше данных, охарактеризованных в [19], как вторичные (более длительные) циклы. Полученные нами значения доминирующих циклов для FK Com и HD 199178 хорошо укладываются на эту последовательность. Имеющиеся данные для ET Dra лежат ниже последовательности, что, возможно, объясняется недостаточной длительностью имеющихся наблюдений для обнаружения сопоставимых ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$. В целом можно сделать заключение о сопоставимости выполненных нами определений величин циклов активности для звезд типа FK Com и данных для звезд типа RS CVn. Такой вывод еще раз свидетельствует о том, что, по своим характеристикам объекты типа FK Com (за исключением одного параметра – отсутствия у них двойственности) во многом схожи со звездами типа RS CVn.

5. ВЫВОДЫ

В данной работе представлены результаты фотометрических наблюдений хромосферно активной звезды FK Com, выполненные в течение последних 5 лет (2018–2023 гг.), на обсерваториях ИНАСАН в Звенигороде, в Симеизской обсерватории ИНАСАН и на Российско-Кубинской обсерватории в Гаване (Республика Куба). В общей сложности за интервал наблюдений с 2018 по 2023 г. нами было получено 9060 оценок блеска звезды в фильтре $V$. Все доступные измерения, включая литературные источники, наши измерения и данные архива Kamogata Wide-field Survey (KWS) были объединены в единый массив. Полученный таким образом набор данных включает 17 653 измерений в интервале длительностью порядка 20 821 сут (57 лет). На основе построенного спектра мощности можно предположить существование возможных циклов активности ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ с величиной 2.4, 5.63, 8, 13.6, 30 и 49 лет. Доминирующим является ${{P}_{{{\text{cycl}}}}}$ продолжительностью в 5.63 года. Установлено, что найденный нами по существенно более многочисленным данным доминирующий цикл с величиной порядка 5.63 лет (5.4–5.8 лет) прослеживается и в результатах анализа предыдущих исследований. Полученные нами результаты о циклах активности FK Com сопоставлены с данными о долговременной переменности двух других звезд, входящих в группу рассматриваемого прототипа – HD 199178 (V1794 Cyg) и ET Dra. На основе данных о циклах активности хромосферно активных звезд по литературным источникам и нашим измерениям проанализирована диаграмма вида $\log (1{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}}){\kern 1pt} - {\kern 1pt} \log ({{P}_{{{\text{cycl}}}}}{\text{/}}{{P}_{{{\text{rot}}}}})$. Сделано заключение о сопоставимости полученных нами определений величин циклов активности для звезд типа FK Com с данными для звезд типа RS CVn.