Феномен Табби, мистерия KIC 8462852

Все слышали о звезде Табби, известной ­также как звезда Бояджян и KIC 8462852. Ее характерной особенностью являются кратковременные нерегулярные падения яркости («дипы»), которые длятся по несколько дней и глубина которых относительно обычной яркости звезды может достигать 22%. Дипы часто происходят сериями длительностью до нескольких месяцев; серии могут быть разделены многолетними перерывами.

О звезде Табби опубликовано множество статей, проведено множество наблюдений, но природа ее переменности так и остается загадкой. Отчасти это связано с тем, что пока известен только один подобный объект. Бывший сотрудник Университета Небраски (США), а ныне пенсионер Эдвард Шмидт решил восполнить этот пробел, для чего провел довольно несложное исследование¹. Он взял два архива кривых блеска звезд, подготовленные в рамках проектов Northern Sky Variable Survey (NSVS) и All Sky Automated Survey for Supernovae ­(ASAS-SN), и попробовал найти в них звёзды с такими же падениями яркости, как у звезды Табби. Для первичного поиска использовался обзор NSVS, в котором типичный интервал между точками на кривых блеска составил около суток (наблюдения одного и того же объекта в последовательные ночи) или даже меньше (когда объект наблюдался несколько раз в течение одной ночи). Далее данные дополнялись кривыми из обзора ­ASAS-SN, в котором точки отстоят дальше друг от друга (что мешает выявить короткие дипы), но который охватывает больший интервал времени.

Из данных обзора NSVS автоматически выделялись звезды, испытавшие за время наблюдений хотя бы одно падение яркости, которое на кривой блеска охватывало не менее пяти последовательных точек и имело глубину не более 0,75 величины. Для исследования была выбрана площадка на небе, включающая поле «Кеплера»; на ней было проанализировано 2,3 млн звезд. Первичный отбор позволил отобрать около 200 «подозрительных» объектов. Далее были отброшены кривые блеска, похожие на кривые блеска известных типов переменных звезд (включая затменные), а также объекты, которые в реальности представляют собой не одну звезду, а группу близких звезд, неразличимую в NSVS.

В результате такого отбора был составлен список из 21 звезды. Хотя критерием было наличие хотя бы одного дипа длительностью не менее пяти точек, во многих случаях на кривых блеска обнаруживались и другие дипы, как правило более «короткие», то есть охватывающие меньшее количество точек (часто состоящие из одной точки). Интересно, что сама звезда Табби попала в исследованное поле, но не попала в выборку, так как за время, охваченное обзором NSVS, ее блеск оставался постоянным.

Все звезды выборки автор разделил на две категории — «медленные» и «быстрые». У звезд первой группы (их оказалось 15) падения яркости происходят в среднем менее трех раз в год и длятся не более нескольких дней. У звезд второй группы дипы происходят чаще: в экстремальном случае частота составляет 23,9 дипа в год. Нужно, конечно, помнить, что речь идет о средних величинах. В появлении дипов могут случаться перерывы, иногда такие же длительные, как у самой звезды Табби.

На диаграмме Герцшпрунга — Рессела (ГР), построенной при помощи данных Gaia, «кандидаты в дипперы» также разделяются на две группы: одна примерно соответствует звездам главной последовательности с массой порядка солнечной, вторая располагается в области красных гигантов с массой порядка двух солнечных. Разделение на диаграмме ГР не совпадает с разделением по частоте дипов: в ­обеих группах на диаграмме ГР есть и «быстрые», и «медленные» звезды.

По результатам исследования автор делает такие выводы:

• звёзды с нерегулярными падениями яркости можно искать в обзоре NSVS с использованием предложенной автором процедуры, и он намерен заниматься этим и дальше;
• попадание выделенных объектов в определенные области диаграммы ГР говорит о том, что дипы происходят на звездах с определенными значениями физических параметров;
• наличие в обеих областях на диаграмме ГР и «быстрых», и «медленных» звезд с дипами говорит о том, что разная частота дипов не обязательно означает разные механизмы;
• звёзды с дипами на главной последовательности, скорее всего, похожи на звезду Табби, то есть, чем бы ни был обусловлен феномен звезды Табби, он происходит на звездах главной последовательности с массой порядка солнечной (это ВЦ, это ВЦ!²);
• красные гиганты с дипами могут представлять собой другой класс объектов, а могут и не представлять;
• теперь все эти звезды нужно детально исследовать — хорошая задача для небольших телескопов!

Дмитрий Вибе, 
Институт астрономии РАН

facebook.com/1212630877/posts/10220546548953030/

¹ iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab2e77

² Внеземная цивилизация. — Ред.

Мистерия KIC 8462852

Звезда KIC 8462852 (по прозвищу Табби), попав в поле зрения космического телескопа «Кеплер», действительно продемонстрировала нечто, поставившее исследователей в тупик. Статья Эдварда Шмидта, про которую пишет Дмитрий Вибе, крайне важна, поскольку меняет статус Табби — вместо уникальной мистерии имеем хоть и редкое, но повторяющееся явление.

В дополнение полезно привести данные по самой Табби, благо их качество поразительно, спасибо «Кеплеру». Рис. 2, 3, 4 сделаны автором заметки на основе данных «Кеплера». На рис. 1 — данные за весь период наблюдений. Бросаются в глаза два глубоких провала (дипа) в районе 800-го дня и серия провалов в интервале 1500–1600 дней.

Но там есть много других интересных вещей, которые не видны в таком мелком масштабе. Например, периодические и квазипериодические колебания блеска (рис. 2). Частые периодические зубцы отражают вращение звезды — их период (0,9 дня) равен периоду обращения звезды вокруг оси. Примерно равен, поскольку экваториальные и полярные области вращаются немного с разной скоростью. Почти наверняка эти зубцы связаны со звездными пятнами, их относительная амплитуда около 0,5×10^–4. На этом же рисунке виден небольшой провал с амплитудой 0,5×10^–3 — это как раз один из обсуждаемых дипов, только маленький. Но интереснее другое: волны длиной 10–15 дней амплитудой до 2×10^–4. Это квазипериодические колебания, их период выдерживается лишь примерно. Они появляются не на всей кривой блеска, лишь несколько месяцев. Частота этих колебаний примерно равна разности частот вращения звезды на экваторе и у полюсов, хотя это может быть просто совпадением. В первых статьях по KIC 8462852 на эти колебания не обратили внимания. Интересно, видны ли подобные колебания у обычных звезд?

На рис. 3 показаны несколько типичных провалов, приведенных к одному времени и амплитуде. У всех примерно одинаковая форма, несмотря но то что их глубина отличается в тысячу раз. Эта форма никак не соответствует типичной кривой транзитов планет по диску звезды — они имеют U-образную форму, эти провалы — V-образные. Между тем наиболее часто упоминаемая гипотеза связывает провалы блеска Табби с транзитами чего-то по ее диску. Назывались облака пыли, рои комет и даже элементы конструкции сферы Дайсона. В принципе, с помощью облака, сравнимого по размерам со звездой, можно натянуть эту V-образную форму, но чтобы такую стандартную при столь разной амплитуде — это надо очень сильно напрягаться (симуляции кривой блеска с помощью пролетающих на фоне звезды объектов проводятся, но разумного объяснения, откуда берутся такие объекты, не существует). Синяя и красная кривые на рис. 3 в одной из статей интерпретируются как нечто с кольцами, пролетевшее на фоне звезды. Хотя это нелегко совместить с V-образной формой провала.

Эдвард Шмидт в своей работе упоминает медленные и быстрые звезды, у первых провалы шире. Распределение провалов по длительности — от одного до примерно 10 дней. У звезды Табби тоже есть широкие провалы, только не глубокие, они показаны на рис. 4. Здесь ширина на полуглубине колеблется от 0,5 до 4 дней.

Итак, что же это может быть? Мое мнение: это проделки самой звезды. Аргументы не очень прочные, поэтому настаивать не буду. Во-первых, наблюдения очень сложно объяснить транзитами чего бы то ни было. Во вторых, ширина глубоких провалов близка к половине периода вращения звезды. Какие это могут быть проделки? В литературе предлагается по крайней мере две возможности: массивные выбросы из звезды (протуберанцы) или очень большие и холодные звездные пятна (возможно, охватывающие всю звезду), живущие не дольше двух-трех оборотов звезды. Тогда загадка сводится к магнитогидродинамике звезд. Конечно, эти гипотезы тоже имеют свои проблемы.

Борис Штерн