[论文解读] Multiwavelength optical observations of chromospherically active binary systems V. FF UMa (2RE J0933+624): a system with orbital period variation

M. C. Gálvez, D. Montes+3 more|ArXiv.org|Jun 25, 2007

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 34被引用 7

一句话总结

本研究对活动双星FF UMa（2RE J0933+624）进行了多波长光学谱线观测，揭示其轨道周期变化达约10⁻⁴，持续11年，是迄今为止观测到的所有RS CVn型系统中最大的，超出以往观测值的十倍。通过高分辨率阶梯光谱和径向速度互相关分析，作者确认该系统为圆形、同步轨道，获得更优的轨道解和恒星参数，并将周期变化归因于磁活动，依据为阿普莱特机制，该推断得到强色球层发射和其属于卡斯托尔运动星群的运动学归属所支持。

ABSTRACT

This is the fifth paper in a series aimed at studying the chromospheres of active binary systems using several optical spectroscopic indicators to obtain or improve orbital solution and fundamental stellar parameters. We present here the study of FF UMa (2RE J0933+624), a recently discovered, X-ray/EUV selected, active binary with strong H_alpha emission. The objectives of this work are, to find orbital solutions and define stellar parameters from precise radial velocities and carry out an extensive study of the optical indicators of chromospheric activity. We obtained high resolution echelle spectroscopic observations during five observing runs from 1998 to 2004. We found radial velocities by cross correlation with radial velocity standard stars to achieve the best orbital solution. We also measured rotational velocity by cross-correlation techniques and have studied the kinematic by galactic space- velocity components (U, V, W) and Eggen criteria. Finally, we have determined the chromospheric contribution in optical spectroscopic indicators, from Ca II H & K to Ca II IRT lines, using the spectral subtraction technique. We have found that this system presents an orbital period variation, higher than previously detected in other RS CVn systems. We determined an improved orbital solution, finding a circular orbit with a period of 3.274 days. We derived the stellar parameters, confirming the subgiant nature of the primary component and obtained rotational velocities (vsini), of 33.57 km/s and 32.38 km/s for the primary and secondary components respectively. From our kinematic study, we can deduce its membership to the Castor moving group. Finally, the activity study has given us a better understanding of the possible mechanisms that produce the orbital period variation.

研究动机与目标

• 利用高分辨率光谱，改进FF UMa（2RE J0933+624）的轨道解并确定其基本恒星参数。
• 研究观测到的轨道周期变化的性质与起源，其变化幅度超过其他RS CVn型系统。
• 分析光学色球层活动指标（Ca ii H&K、Ca ii IRT、Hα、Li i）以理解驱动周期变化的磁活动机制。
• 评估系统的运动学特性及其在星族运动群中的成员身份，以约束其年龄与演化状态。
• 以FF UMa为案例研究，检验阿普莱特机制在高度活动双星中引起轨道周期变化的适用性。

提出的方法

• 利用2.2米CAHA、NOT、2.1米麦克唐纳和胡伯特-埃伯利望远镜，在1998至2004年间共五个观测周期内获取高分辨率阶梯光谱。
• 通过与标准星互相关测量径向速度，以推导轨道解并检测周期变化。
• 利用光谱互相关函数的宽度，测定投影旋转速度（v sin i）。
• 应用光谱减法技术，分离并量化Ca ii H&K、Ca ii IRT、Hα和Li i线中的色球层发射。
• 计算银道坐标系空间速度分量（U、V、W），并应用埃金标准，评估其在卡斯托尔运动星群中的运动学成员身份。
• 分析O-C（观测值减去计算值）时刻残差，量化轨道周期变化，并与阿普莱特模型预测进行比较。

实验结果

研究问题

• RQ1 FF UMa的精确轨道解和恒星参数是什么？与以往估计相比有何差异？
• RQ2 观测到的轨道周期变化的起源是什么？是否与阿普莱特机制一致，或为第三颗天体的摄动？
• RQ3 Hα、Ca ii H&K、Ca ii IRT和Li i等色球层活动指标在不同历元如何变化？它们揭示了怎样的磁活动结构？
• RQ4 观测到的色球层活动变化与轨道周期变化之间是否存在相关性？
• RQ5 FF UMa的运动学与演化背景如何？其是否支持属于卡斯托尔运动星群？

主要发现

• 该系统在11年内表现出dP/P ≈ 10⁻⁴的轨道周期变化，是迄今为止在任何RS CVn型系统中观测到的最大值。
• 改进的轨道解确认其轨道接近圆形，周期为3.274天，与同步自转及光变周期一致。
• 主星被确认为亚巨星，质量MP = 1.67 M☉，R sin iP = 2.17 R☉；次星为K0V型星。
• 投影旋转速度分别为v sin i = 33.57 ± 0.45 km s⁻¹（主星）和32.38 ± 0.75 km s⁻¹（次星），表明其自转迅速。
• Li i λ6707.8线的存在及运动学分析（U、V、W）证实其属于年轻卡斯托尔运动星群。
• 色球层活动指标表现出反相关行为：当Ca ii IRT发射较低时，Hα和巴尔默线达到峰值，分别对应于日珥状和 plage 状的发射区域。