Картирование холодных запятненных звезд на основе многополосных фотометрических данных

• Автор: Колбин, Александр Иванович
• Шифр специальности: 01.03.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2015
• Место защиты: Казань
• Количество страниц: 118 с. : ил.

Оглавление
Введение

1 Магнитные поля холодных звезд

1.1 Магнитное поле Солнца и звезд. Теория магнитного динамо

1.1.1 Магнитное поле Солнца

1.1.2 Основы теории солнечных и звездных магнитных полей

1.2 Наблюдаемые проявления звездной запятненности

1.3 Пятенно-активные звезды

1.4 Методы анализа звездной запятненности

1.4.1 Фотометрическое картирование

1.4.2 Допплеровское картирование
1.4.3 Анализ глубин пар спектральных линий и моделирование молекулярных полос
1.5 Параметры звездных пятен
1.5.1 Температура и размеры пятен
1.5.2 Магнитное поле
1.5.3 Распределение по долготе
1.5.4 Распределение по широте
1.6 Эволюция запятненности и циклы активности
1.7 Выводы
2 Картирование поверхности звезды круглыми пятнами
2.1 Моделирование кривой блеска однопятенной поверхности
2.2 Моделирование кривой блеска многопятенной поверхности
2.3 Численные тесты
2.4 Решение обратной задачи
3 Картирование методом разбиения повехности звезды на элементарные площадки
3.1 Моделирование кривой блеска
3.2 Однополосное картирование

3.3 Выбор параметра регуляризации
3.4 Численные тесты. Необходимость введения априорной информации о температуре пятен
3.5 Методика усиления контраста пятен
3.6 Методика многополосного картирования
3.7 Тестирование методики
4 Картирование поверхности первичной компоненты ЕГО 12545
4.1 Система НБ 12
4.2 Наблюдательный материал
4.3 Картирование поверхности первичной компоненты
5 Анализ фотометрической активности предкатаклизмической системы
БЕ СУп
5.1 Система БЕ СУп
5.2 Наблюдения и обработка данных
5.3 Определение температуры вторичной компоненты
5.4 Картирование поверхности вторичной компоненты
6 Исследование запятненности звезды НИ 1883
6.1 НИ 1
6.2 Наблюдения и обработка данных
6.3 Определение параметров звезды
6.4 Картирование поверхности НИ 1
6.4.1 Моделирование поверхности круглыми пятнами
6.4.2 Картирование методом разбиения поверхности на элементарные площадки
7 Анализ запятненности звезд АР 86 и АР 226
7.1 Быстрые ротаторы скопления а Персея
7.2 Наблюдения и обработка данных
7.3 Определение параметров звезд
7.4 Картирование поверхности звезд
Заключение
Список литературы

Введение
Согласно современным представлениям все звезды с внешней конвективной оболочкой должны иметь холодные фотосферные пятна, аналогичные солнечным. Эти пятна представляют собой области выхода магнитных трубок, формируемых в недрах звезды. Усиленное магнитное поле трубок уменьшает эффективность конвективного переноса энергии, охлаждая плазму, в которой они находятся, и, уменьшая яркость областей его выхода на поверхность.
В большинстве случаев звездные пятна довольно малы и не могут быть наблюдены при помощи обычной астрономической аппаратуры. Однако существует несколько классов объектов с сильной запятнснностью поверхности, которая легко проявляет себя в современных фотометрических и спектральных наблюдениях. Отличительной особенностью этих объектов является быстрое вращение, которое, по-видимому, усиливает темпы генерации магнитных полей, обуславливающих появление крупных пятен на поверхности. К таким заиятненным объектам относятся компоненты тесных двойных систем, сильное вращение которых обусловлено приливной синхронизацией вращательного периода с коротким орбитальным периодом. Среди таких систем выделяются старые системы типа RS CVn, двойные из карликов главной последовательности BY Dra, тесные двойные типа W UMa, а также Алголи с запятнешюй холодной компонентой. Повышенная заиятнен-пость наблюдается и у некоторых одиночных звезд, к которым относятся молодые звезды типа Т Таи, быетровращающиеся гиганты типа FK Сот, а также многие молодые звезды главной последовательности. Исследование заиятненности этих объектов имеет важное значение для понимания природы генерации звездных магнитных полей. Обзор иятеино-активных объектов дан Бердюгиной [17]. Результаты исследования звездной запятненио-сти были обобщены Ланзой и Родоно [76], а также Бердюгиной [17].
Запятненноеть звезд проявляется во вращательных модуляциях блеска и профилей фотосферных спектральных линий. Эти модуляции несут информацию о распределении пятен на поверхности, которое не может быть исследовано прямыми методами ввиду большой удаленности звезд. По виду используемого наблюдательного материала методы картирования заиятненности можно разделить на две группы: фотометрические и спектроскопические.
В настоящее время наиболее перспективным методом исследования звездной поверхности считается спектроскопическая методика допплеровского картирования, впервые ис-

Другим проявлением изменения запятненности являются так называемые флин-флон эффекты. Термин подразумевает быструю смену уровня активности двух активных долгот, впервые замеченную у звезды FK Corn [66]. Пример флип-флоп эффекта, проявившегося при фотометрическом картировании звезды a Gem представлен на рис. 1.10. Очевидна смена уровня активности долгот за сравнительно малый промежуток времени.
Анализ фотометрии четырех звезд типа RS CVn, проведенный Бердюгиной и Туо-миненом [14], позволил сделать вывод о регулярности повторения флип-флопов и выявил новый тип цикла активности звезд. Длительность флип-флон циклов (среднее время между двумя сменами уровня активности) имеет различные значения от десятков дней до нескольких лет. Помимо звезд типа RS CVn и FK Сот, флип-флоп эффекты были также зарегистрированы у молодых солнечных аналогов [10, 65).
По-видимому, отношение флин-флоп циклов к циклам пятенной активности различно для одиночных звезд и компонент тесных двойных систем. Так флин-флоп эффекты в системах типа RS CVn происходят с частотой одного цикла пятненной активности (т.е. флип-флоп цикл в два раза длиннее пятненного). Наблюдаемые в молодых карликах флип-флоп циклы оказались 3-4 раза короче пятненного.
1.7 Выводы
За более чем полувековую историю изучения запятненных звезд сделан существенный прогресс в понимании физики и эволюции звездных магнитных полей. Развитие методов наблюдательной астрономии позволило сделать существенный шаг в моделировании звездной активности, от простых моделей запятненности, основанных на анализе фотометрического материала, до детальных карт распределения пятен и магнитных полей, получаемых путем описания высококачественных спектроскопических и спектрополяриметрических данных. Анализ долговременного наблюдательного материала позволил выявить циклы активности холодных звезд, существование выделенных долгот концентрации пятен, флип-флоп эффекты и признаки широтного перераспределения пятен в течение цикла активности.
Наиболее детальную информацию о параметрах и распределении пятен дают спектроскопические методы. Несмотря на многие преимущества методов спектроскопического анализа, они являются довольно ограниченными по параметрам исследуемых объектов и налагают жесткие требования на наблюдательную аппаратуру. Кроме того, расчет спектральных профилей требует надежных моделей атмосферы, знания точных параметров звезды и атомных данных линий. С другой стороны, фотометрические методы могут быть применены для большой выборки звезд с широким диапазоном фундаментальных параметров. Получение фотометрического материала не требует сложного и дорогостоящего оборудования, что позволяет выделить длительное наблюдательное время для мониторинга занятненых звезд, а расчет потоков излучения в фотометрических полосах может