О ХРОМОСФЕРНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗД СОЛНЕЧНОГО ТИПА

Вестник Московского университета. Серия
48
3.
Физика. Астрономия.
1999. No 6
АСТРОНОМИЯ
523.345 + 524.316
УДК
О ХРОМОСФЕРНОЙ АКТИВНОСТИ ЗВЕЗД СОЛНЕЧНОГО ТИПА
Е. А. Бруевич
(ГАИШ)
Параметры квазипериодических вариаций потоков излучения от звезд поздних спектральных
классов в хромосферных линиях
Н
и
К
ионизованного кальция получены с использованием
методов прогнозирования циклических вариаций потоков излучения от Солнца.
щения и, следовательно, эффективность генерации
Введение
Важным направлением в исследовании звездных
атмосфер является анализ временных изменений ин­
тенсивности самых ярких линий в видимой области
спектра: хромосферных линий Н и К ионизованно­
го кальция.
Наличие в спектрах звезд поздних спектральных
классов этих линий указывает на присутствие доста­
точно развитой активной атмосферы солнечного ти­
па. Одной из самых длительных научных программ
по наблюдению звезд главной последовательности с
активными атмосферами в линиях Н и К ионизо­
ванного кальция является программа «НК
звездного магнитного поля
что
длительность
цикла
[2].
То обстоятельство,
активности
коррелирует
в
конечном счете с эффективностью генерации магнит­
ного
поля, служит
причин
аргументом в пользу внутренних
циклического изменения потоков излучения
звезд и Солнца, связанных с процессами в их атмо­
сферах
[3].
Анализ эмиссионных линий, возникающих на раз­
ных уровнях звездной атмосферы (от нижней хро­
мосферы до переходной зоны между хромосферой
и короной), показал, что звезды солнечного типа
обладают такой же хромосферой, что и Солнце
[4].
Project» на
1968 г. [1]. В
что во внешних частях не слишком массивных звезд
результате многолетних наблюдений были получены
перенос энергии осуществляется с помощью конвек­
обширные сведения о периодическом изменении по­
ции. Это генерирует волновые процессы и нерадиа­
токов
ционный перенос энергии в верхней части атмосфер
Солнца и звезд.
обсерватории Маунт Вилсон, начатая в
соответствующего
излучения
у многих десят­
ков звезд поздних спектральных классов.
Хромосферы, как известно, существуют за счет того,
Наблюдения организованы следующим образом:
две
щели звездного
спектрографа совмещаются с
центром линий Н и К ионизованного кальция
и
393,4
нм), а две другие
-
го с этими линиями непрерывного спектра
400,1
(396,8
с областью соседне­
и
(390,1
нм).
С увеличением возраста звезды (по мере выгора­
ния вещества) ее среднемолекулярный вес увеличи­
.
вается и вращение звезды замедляется
Поскольку
вращение тесно связано с конвекцией и магнитым
полем (формирующим структуру хромосферы), то
масса звезды и ее возраст довольно точно определяют
Стандартным обозначением для потока излучения
в линиях Са
11
является
Fсап, а для отношения
потоков в хромосферных линиях Са
полную светимость хромосферы звезды. Это говорит
о
важности
задачи
исследования характеристик
из­
к потоку в
лучения хромосфер в линиях ионизованного кальция
близлежащем континууме (т. е. для нормированного
или, что то же самое, исследования величины Sсап.
11
потока в линиях Н и К ионизованного кальция)
-
Таким образом, имея набор звезд разного воз­
раста
Sсап.
В разряд звезд с активными атмосферами попада­
-
аналогов Солнца по массе и химическому
составу, мы можем как бы проследить эволюцию
ют сравнительно яркие и не слишком холодные звез­
Солнца и в прошлом, и в будущем: звезды, имею­
ды: бело-желтые (спектрального класса
щие сходные начальные характеристики по массе и
(G)
F),
желтые
и оранжевые (К) карликовые звезды.
химическому
К настоящему времени цикличность вариаций по­
составу,
эволюционируют
в
довольно
жестких рамках по определенному сценарию.
токов хромосферного излучения наблюдается у де­
Методики наблюдений и их интерпретация, свя­
сятков карликовых звезд. Найденные длительности
занные с активностью атмосферы, достаточно хоро­
циклов коррелируют с числами Россби, и эта корре­
шо отработанные при наблюдениях Солнца, могут
ляция, в частности, выполняется для Солнца. Число
успешно
Россби
блюдений и их дальнейшей обработки.
-
это отношение скорости конвективного
перемешивания в подфотосферных слоях
(определя­
емой из теоретических расчетов по теории внутрен­
него строения звезд) к величине скорости вращения
1.
применяться для
постановки
звездных
на­
Цикличность вариаций потоков излучения
Солнца как звезды с развитой атмосферой
звезды, полученной из наблюдений. Число Россби
Согласно многолетним наблюдениям, среднее вре­
определяет степень взаимодействия конвекции и вра-
мя между соседними максимумами в пятнообразова-
Вестник Московского университета. Серия
нии на Солнце составляет примерно
3.
Физика. Астрономия.
49
1999. No 6
лет. Актив­
процессам на Солнце. Двух- и трехкомпонентные мо­
ность Солнца, связанная с пятнами, количественно
дели, описывающие вариации солнечного излучения
характеризуется числом Вольфа:
в зависимости от фазы 11-летнего цикла активности,
G -
число групп пятен,
11
R = k ( 1OG + N) , где
полное число пятен во
N -
всех группах на видимом диске Солнца,
k-
эмпири­
построены,
F 10 ,7 [7].
в
основном,
с
использованием
индекса
В случае звезд возможно применение мето­
ческий коэффициент, выводимый из сравнения раз­
дики построения двух- и трехкомпонентных моделей
личных рядов наблюдений. Числа Вольфа
R
часто
на основе наблюдений в линиях
Н
сопоставляются с другими, более современными ха­
ванного
излучения
рактеристиками (индексами) солнечной активности.
линиях и поток излучения на волне
На основе результатов ежедневных наземных на­
блюдений Солнца в течение последних
сел Вольфа
35
лет (чи­
кальция,
так
как
потоки
и
К
10,7
ионизо­
в
этих
см корре­
лируют между собой с коэффициентом корреляции
выше
0,9.
потоков радиоизлучения на волне
Можно выделить два основных фактора, вызы­
10,7 см F 10 ,7 и флоккульных индексов в линии иони­
зованного кальция) проводится анализ зависимости
вающих вариации излучения Солнца и звезд (вне
этих индексов солнечной активности друг от друга.
новой области излучения. Первый связан с измене­
Показано
R,
что имеет место высокая (более
[4],
корреляция между индексами
ми Вольфа
R,
F 10 , 7 ,
0,9)
Fсап и числа­
что позволяет заменять один индекс
на другой для удобства обработки и интерпретации
наблюдений Солнца.
При переходе от предыдущего 11-летнего цикла
к последующему в обоих полушариях Солнца по­
вспышек) как в радиодиапазоне, так и в коротковол­
нием фонового излучения невозмущенной поверхнос­
ти светила, второй
-
с возникновением, эволюцией
и движением по солнечному диску активной обла­
сти (областей). В радиодиапазоне (для потока
F 10
7)
первому фактору ставится в соответствие фоновi1й
вклад Р10 , 7 , а второму вклад от активных облас­
тей, равный разности (F1o,7 - Р10,1).
лярность ведущих пятен в группах меняется на про­
Наиболее изучено в связи с 11-летним циклом
тивоположную, т. е. выделяется 22-летний цикл. Два
солнечной активности поведение фонового потока
следующих друг за другом 11-летних цикла называ­
радиоизлучения Солнца
ются нечетным и четным, различия их основных ди­
цикла активности величина Р10 , 7 медленно меняется
от 60 до 120 (в единицах 10- 22 Вт·м- 2 .гц- 1 ).
намических характеристик лежат в пределах точнос­
ти их определения. Четные и нечетные циклы часто
объединяют и говорят только об 11-летнем цикле.
Согласно наблюдениям, практически все явления на
Солнце связаны с 11-летним циклом.
Происхождение 11-летних циклов активности свя­
зывается, например в
[5],
с эволюцией глобального
магнитного поля Солнца и с системой гигантских
конвективных магнитных трубок, которые формиру­
11
ются у полюсов с интервалом в
лет и мигрируют
к экватору за время около
22
прогнозировать
излучение
солнечное
лет. Для того, чтобы
в
цикла,
строятся
Подобные вариации фонового излучения Солн­
ца наблюдались также в оптическом (линии Са
полуэмпирические
определению
двух
и
трех
11)
и ультрафиолетовом диапазонах спектра. Высокая
корреляция между потоками излучения Солнца в оп­
тическом
и
радиодиапазоне
позволяет
утверждать,
что можно построить по аналогии с двухкомпонент­
F 10 ,7 [7]
ной моделью радиоизлучения
двухкомпо­
нентную модель зависимости потока излучения Fсап
(нормированного потока
5 10 ,7 )
от фазы цикла сол­
нечной активности.
2.
модели:
активностью. Прогноз величины потока
независимых
в зависимости от фазы цикла
параметров), с помощью которых удается с хоро­
шей точностью вычислять средние значения потоков
Вариации потока излучения звезд, обладающих
долгопериодической хромосферной
так называемые двух- и трехкомпонентные (что со­
ответствует
независимо от номера
различных
диапазонах длин волн в зависимости от фазы сол­
нечного
[7]:
В рамках программы наблюдений «НК
были исследованы
волн. В настоящее время можно считать общепри­
ярко выраженный период по вариациям величины
111
звезд, из них
Project»
солнечного излучения в различных диапазонах длин
50
звезд имеют
знанным, что индексы, связанные с солнечными пят­
Sсап. Отношение потока излучения в хромосферных
нами, наименее пригодны при моделировании вариа­
линиях
ций рентгеновского и ультрафиолетового излучения,
излучения в близлежащем континууме Sсап является
а также параметров ионосферы и верхней атмосферы
надежным индикатором хромосферной активности
Н
и
К
ионизованного кальция к потоку
Земли. Поэтому в современных солнечных моделях,
звезд. На рисунке приводятся среднемесячные зна­
как
чения величины
правило,
индекс
F 10 , 7 .
используют
кальциевые
индексы
или
Существенно, что как раз в линиях Н
Sсап
бранных звезд: Н D
и К ионизованного кальция проводились самые дли­
НD
тельные непрерывные наблюдения звезд солнечного
(спектральный класс
типа по программе «НК
Project».
136202
за
4628
30
лет для четырех вы­
(спектральный класс К2),
(спектральный класс
Kl),
НD
F8), Н D 149661
3651 (спектральный
класс К2).
В последние годы успешно развиваются методы
Для прогнозирования потока излучения Солнца в
построения моделей образования и динамики звезд­
отдельной линии или спектральном диапазоне чаще
ных пятен в атмосферах звезд поздних спектральных
всего используют двухкомпонентную модель
вариа­
причем в основу такого моделирования
ций излучения в зависимости от фазы цикла солнеч­
закладываются физические процессы, аналогичные
ной активности. В случае радиоизлучения на волне
классов
[6],
Вестник Московского университета. Серия
50
Jсап
·~..
• ·О'о•.
":";:,,
Sсап = аРсап
.~·=О·:·,
",::.':'::•,"
·:.;.·.·
0,20
.'•:.)!
"":·'·'..,
где
~
7970
7980
7975
7985
7990
• ':: •••: " •• :·"...
·."
--
л
о
помо­
и имеющих четко выраженную циклическую
переменность потока излучения Sсап.
HD
HD
HD
HD
4628
149661
136202
3651
Т (годы)
Спектральный класс
а
ь
8,6
16
23
14,6
K2V
KlV
F8 IV-V
K2V
1,105
0,588
1,034
0,901
0,0008
0,157
-0,0002
0,023
. . •.
...
·· .. ·
.
Для того чтобы вычислить интенсивность излуче­
--------------------
.......
хромосферной активности), вычисляем с помощью
7975
7970
7990
рый момент
7995
~.ь:··с;·~·
.
..
•
·:· :: .... ·:О·
_ _ _ _ ••
7970
о
1
о.·.
0
0
::
7980
Sсап
О::·....... .· · ·... ·.·
7990
7985
= Fсап/ Fcont
четырех звезд: точки
-
Sсап [1], пунктир -
юся от цикла к циклу, определяем из данных наблю­
дений, представленных на рисунке. Из рисунка также
можно определить моменты начала хромосферного
7995
цикла и
времени
t (долю периода Т) для интересующего нас
момента времени. Затем с помощью уравнения
для
(2)
вычисляем прогнозируемую величину Sсап.
наблюдаемые значения величины
-
-
вычисленные зна­
Выводы
вычисленные в данной работе
значения
см
от
ионизованного кальция и
pmin (постоянное значение, свое
для каждой звезды), сплошная линия
чения Рсап, кружочки
Рсап. Неизвестную величину
согласно модельным представлениям не изменяющу­
rовь1
Зависимость
(1) величину
чения в линиях Н и К
.
_ _ _ _ _ _ _ _: __"_ _ _ _
7975
t (выраженный в долях текущего цикла
pmin, равную минимальному значению потока излу­
HD3651(K2V)
о•'•
.··::·=·
7965
7985
7980
уравнения
..
·:
10,7
с
ния звезды, используя данные из таблицы, в некото­
0,78
0,74
вычисляются
:/:\,',,
...
.
·. ".... · ··:·.
.
7965
0,22
HD149661(КIY)
·".
,,О•о
Project»
Объект
m~Бs.J.......J.-'-~т~1~0L-.L....&......11-9~75.._,__._~19~80...__.~~1~98~s_._.._,_1~99-0L-.L.~~m~9~5~
0,35
Ь
о' o.:q,',o:o: ~:·q·
•
0,72
0,40
и
а и Ь для звезд, наблюдаемых по программе «НК
····~··· .. : .. :.··.;.~:О~·о
__ ·_ __.::.·..:..:.._·-~----~о_,_
··.
а
(2)
це представлены результаты расчета коэффициентов
7995
HD 136202(F8N-V)
0,75
коэффициенты
+ Ь,
щью стандартных регрессионных методов. В табли­
----------------7965
0,30
1999. No 6
виде регрессионного соотношения
::
.•..
0,25
0,73
Физика. Астрономия.
Прогнозируемый поток Sсап для звезд ищем в
HD4628(K2V)
0,74
3.
Sca п
двухкомпонентная
Моделирование
модель,
использующая
аналитически аппроксимируемые значения фонового
радиоизлучения Р10 , 7 в зависимости от фазы цик­
ла хромосферной активности, позволяет прогнозиро­
вать потоки излучения Солнца
[7].
величин
потоков
в
линиях
Н
и К ионизованного кальция, проведенное в данной
работе с учетом физических процессов, протекаю­
щих в хромосфере светила, выглядит предпочтитель­
нее простой интерполяции наблюдательных данных.
Моделирование поддается наглядной физической ин­
В настоящей ра­
терпретации, и возможна оценка погрешностей моде­
боте при расчетах вариаций потоков излучения Sсап
лирования при «обратном» восстановлении величин
у
потоков.
звезд
нами
используется
та
же
идеология,
что
и
[7].
Вариации потоков коротковолнового излучения
Аналитическая аппроксимация величины фонового
Солнца и звезд существенно отличаются по ампли­
излучения Рсап для звезд, выполненная в данной
туде от вариаций в линиях оптического диапазона.
авторами в двухкомпонентной модели для
F 1a,7
в
работе, имеет вид
Излучение в ультрафиолетовом и рентгеновском диа­
пазонах более сильно реагирует на наличие активных
Рсап = Р
min (
· 4
1 + sш
областей, количество которых довольно сильно изме­
7rt)
-2t/T
Т е
,
(1)
няется (согласно прямым наблюдениям потоков сол­
нечного излучения) в течение цикла хромосферной
где pmin в
линии,
минимальное значение фонового потока
соответствующее
наименьшему
значению
активности и практически не поддается заблаговре­
менному прогнозу.
Интерпретация полученных наблюдений показы -
потока излучения в течение цикла хромосферной ак­
вает,
тивности (см. рисунок), Т
хромосферных линиях к величине потока излучения в
-
период цикла хромо­
сферной активности (для звезд Т изменяется от
23
лет),
t -
8 до
текущее время с начала цикла, выражен­
ное в долях цикла.
что
отношение
величины
близлежащем континууме Sсап
потока
-
излучения
в
важная величина,
характеризующая хромосферную активность звезды
солнечного типа с активной атмосферой.
Вестник Московского университета. Серия
В работе
[4]
3.
Физика. Астрономия.
на основании ежедневных назем­
ных наблюдений Солнца в течение последних
35
лет
анализировалась связь между различными индексами
солнечной активности. Высокая корреляция между
индексами
активности
ротковолновом
в
участках
оптическом,
спектра
дает
радио-
и
ко­
возможность
в дальнейшем прогнозировать с достаточно хорошей
точностью потоки излучения не только от Солнца, но
и от многих звезд солнечного типа во всех интересу­
ющих нас участках спектра.
Моделирование
потоков
излучения
позволяет
ликвидировать пробелы в рядах регулярных астро­
номических наблюдений и проводить экстраполяцию
данных наблюдений.
Работа выполнена при поддержке Федеральной
программы «Астрономия» (грант 1.4.3 .4).
Автор выражает благодарность М. М. Кацовой и
1999. No 6
51
Литература
1. Balinas S.L" Donahиe R.A" Soon W.Н. 11 Astrophys. J. 1995.
438. Р. 269.
2. Noyes R. W., Weiss NO" Vaиghan А.Н. 11 Astrophys. J. 1984.
287. Р. 769.
3. Pallavicini G" Wilson R.F" Lang К.Р. 11 Astron. Astrophys.
1985. 149. Р. 95.
4. Lean J.L" Brиeckner В. V. 11 Astrophys. J. 1989. 337, No. 1,
Pt. 1. Р. 568.
5. Snowgrass Н.В" Wilson P.R. 11 Nature. 1987. 328, No. 6132.
Р. 677.
6. Алексеев И.Ю" Гершберг Р.Е. 11 Асrрон. журн. 1996. 73,
№4. с. 579.
7. Бочарова Н.Ю" Нусинов А.А. 11 Солнечные данные. 1983.
№ 1. с. 106.
Поступила в редакцию
М. А. Лившицу за полезные обсуждения проблемы.
УДК
16.11.98
539.591.16
О СТЕРЕОВОЗМОЖНОС1LЯХ СИСТЕМЫ ИЗ ДВУХ
ГАММА-ТЕЛЕСКОПОВ, РЕГИСТРИРУЮЩИХ УГЛОВОЕ
РАСПРЕДЕЛЕНИЕ ЧЕРЕНКОВСКОГО ИЗЛУЧЕНИЯ
АТМОСФЕРНJЫХ ЛИВНЕЙ
А. М. Анохина, В. И. Галкин, Г. П. Кузн,ецова, Т. М. Роганова, А. А. Степанян*)
(НИИ~
)
Статистическое моделирование процесса регисч)ации гамма- и фонового излучения сверхвысокой
энергии черенковским гамма-телескопом ГТ-48 К]J1ымской астрофизической обсерватории показало,
что невозможно эффективное выделение атмосферных ливней, вызываемых гамма-квантами, по
глубине максимума черенковского излучения. Увеличение расстояния между телескопами не приведет
к повышению эффективности отбора гамма-событий.
Во многих экспериментах источники гамма-излу­
которых регистрируются изображения черенковских
чения сверхвысокой энергии наблюдаются одновре­
вспышек в атмосфере. Полный угол обзора каждой
менно несколькими, разнесенными на некоторое рас­
связки светоприемников
стояние друг от друга, телескопами, регистрирующи­
ми
угловое
распределение
черенковского
излучения
атмосферных ливней. Можно попытаться использо­
вать возможности такой стереосистемы для оцен­
ки глубины максимума интенсивности черенковского
излучения и, следовательно, для отбора гамма-собы­
тий на фоне первичных ядер. Такой способ отбора
гамма-ливней был предложен в работах [1, 2].
Для определения возможностей этого метода бы­
ло
проведено
моделирование
процесса
регистрации
черенковским стереотелескопом Крымской астрофи­
зической обсерватории (КрАО) ГТ-48 гамма- и ядер­
ных атмосферных ливней с использованием мон­
те-карловского кода CORSIКA
[3].
Моделируемая установка ГТ-48 КрАО состоит из
двух идентичных секций, расположенных на расстоя­
нии
20
высоте
3° [1, 4].
На смоделированные черенковские образы гам­
ма- и ядерных ливней был наложен флуктуирующий
фон ночного неба (в среднем
50
черенковских фото­
нов на угловую ячейку), учтены флуктуации числа
фотоэлектронов в ФЭУ, смоделировано триггерное
условие. Из рассмотрения исключались события, для
которых хотя бы в одном детекторе ячейка с макси­
мальным сигналом располагалась во внешнем кольце
связки из
37
угловых ячеек; исключались и события,
в которых хотя бы в одной ячейке регистрировался
сигнал, превышающий предельный для данной уста­
новки порог
0,7
-
255
ед. «дискрета»
(1
«дискрет»
-
фотоэлектрона).
Модельные расчеты были откалиброваны путем
сравнения
параметров
черенковских
пятен
от
пер­
м друг от друга в направлении север-юг на
вичных протонов и ядер, полученных в эксперименте
570
и смоделированных
м над уровнем моря. Площадь зеркал,
се зеркал установлены связки из
37
[5, 6].
Сравнивались следующие
13,5 м 2 . В фоку­
характеристики черенковских образов: длина и ши­
ФЭУ, с помощью
рина пятна, величина сигнала в максимальной ячей-
установленных на каждой из секций,
•) Крымская астрофизическая обсерватория.