Магнитные поля СР-звезд в ассоциации Орион ОВ1. Iii. Звезды подгруппы (a) Текст научной статьи по специальности «Науки о Земле и смежные экологические науки»

АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2019, том 74, № 1, с. в0-вв

УДК 524.35-337

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1.

III. ЗВЕЗДЫ ПОДГРУППЫ (a)

©2019 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, А. В. Моисеева, И.А.Якунин, Д.О.Кудрявцев

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 27 июня 2018 года; после доработки 8 декабря 2018 года; принята к публикации 8 декабря 2018 года

В статье представлены результаты измерений магнитных полей 10 химически пекулярных звезд подгруппы (a) ассоциации Орион ОВ1: HD 33917, HD 34859, HD 35008, HD 35039, HD 35177, HD 35575, HD 35730, HD 36549, HD 38912, HD 294046. Наблюдения проведены с анализатором круговой поляризации на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа САО РАН. Магнитное поле найдено у четырех звезд, у шести остальных его величина оказалась ниже предела обнаружения.

Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные

1. ВВЕДЕНИЕ

Статья продолжает серию работ по комплексному изучению магнитных химически пекулярных звезд ассоциации Орион ОВ1. Цели исследования представлены в работе [1]. Методика наблюдений и анализа данных описана в работах [2—4], где также приводятся результаты поиска и изучения магнитных полей звезд ассоциации, в том числе 9 химически пекулярных. В частности, ИЭ 34736 была нами обнаружена как магнитная и впервые построена ее кривая переменности продольного поля Ве с фазой периода вращения, также найденного нами.

Настоящей статьей мы завершаем цикл работ по исследованию магнетизма химически пекулярных звезд подгруппы (а) ассоциации Орион ОВ1 и приводим результаты измерений магнитных полей 10 звезд, которые ранее не исследовались на предмет наличия магнитного поля.

2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ

Наблюдения выполнялись на Основном звездном спектрографе БТА [5] с анализатором круговой поляризации Чунтонова [6]. Современное состояние спектрографа описано на сайте: https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/ru/. Обработка спектров и измерения магнитных полей выполнялись с использованием пакета программ E-mail: roman@sao.ru

Кудрявцева [7]. В статьях [2—4] методика анализа и обработки данных описана более подробно.

Для измерений продольной компоненты поля Be мы использовали два способа:

1) модифицированный метод Бэбкока [7], основанный на измерениях сдвигов центров тяжести (centers of gravity (cog)) поляризованных по кругу компонент линий;

2) метод регрессии [8], основанный на исследовании круговой поляризации спектральных линий.

В случае малого количества линий и их большой ширины, что имеет место для массивных звезд в Орионе, второй метод дает более устойчивые результаты.

Результаты измерений магнитных полей 10 химически пекулярных звезд ассоциации Орион ОВ1 (подгруппа (а)) представлены в таблице. В ее колонках приведены: (1) название звезды, (2) юлианская дата наблюдений, (3) продольный компонент поля Be(z), который получен по классическому методу [7] и его ошибка а, (4) продольный компонент поля Be(r), полученный по методу регрессии [8] и его ошибка а, — оба по линиям металлов и (5) Be(h) — продольный компонент поля, полученный по линии водорода Hß, (6) S/N — отношение сигнал/шум для каждого спектра, звездочкой (*) отмечены новые магнитные звезды.

6O

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1. III. 61

Результаты измерений магнитных полей химически пекулярных звезд подгруппы (a) ассоциации Орион ОВ1

Звезда JD (2450000+) Be(z)±a, Гс Ве(г) + а,Гс Be(h), Гс S/N

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

HD 33917 6589.4569 — 1250 ± 710 +650 + 250 -800 210

6640.3597 -2420 ±1500 -70 + 90 200

8116.1944 + 1270 ±1660 -10 + 120 +1200 90

8125.3326 -1960 ±2290 +120 + 260 +600 130

HD 34859 * 6640.4076 +100 + 970 +410 + 80 100

7761.2291 -1860 ±570 -190 + 150 -3700 100

8008.4756 + 1270 + 620 +280 + 130 + 100 150

8125.3687 -320 + 520 -290 + 110 -1000 150

HD 35008 * 6319.4555 -1470 + 2250 -20 + 120 150

6995.5791 +2080 + 1040 +80 + 200 +1200 170

8116.2784 -740 + 280 -380 + 200 220

HD 35039 7761.1972 +50 + 50 -80 + 50 -500 320

8068.4833 -0 + 30 +50 + 40 +200 500

8116.22916 -130 + 50 -80 + 50 500

HD 35177 * 6590.4375 -1590 + 1290 -380 + 410 -4100 330

6640.2881 -730 + 250 -150 + 100 180

7740.2944 -1910 + 2600 + 1790 + 290 -400 190

7762.4305 -1700 + 1900 -710 + 190 +1400 320

8068.5006 +730 + 1230 +740 + 280 +500 200

HD 35575 5553.3042 -200 + 400 +310 + 270 + 110 350

7830.2986 +430 + 890 -10 + 120 +1500 90

8008.5854 +280 + 580 -230 + 150 -400 280

8068.5194 -120 + 230 -210 + 210 250 290

HD 35730 5553.2381 +150 + 320 -30 + 220 -300 400

5841.5813 -450 + 300 360

5842.5943 -410 + 200 -30 + 90 + 150 470

5962.2812 -360 + 280 410

7740.3020 +410 + 260 +150 + 130 + 100 370

HD 36549 6224.5565 +150 + 260 -120 + 70 100

6639.5298 -700 + 480 -20 + 140 130

6639.5520 -290 + 440 -160 + 110 120

6644.4604 -180 + 190 +60 + 60 100

7740.3333 -390 + 360 -150 + 130 +200 210

РОМАНЮК и др. (Продолжение)

Звезда JD (2450000+) Be(z)±a, Гс Ве(г)±а,Гс Ве(h), Гс S/N

(1) (2) (3) (4) (5) (6)

7763.1979 -250 ±360 -290 ±100 130

7763.2201 -510 ±490 +190 + 90 100

8068.5388 — 170 ± 410 -140 ±140 -250 180

HD 38912 7823.2111 -260 ±1100 +140 + 140 +600 140

8116.3097 +830 ±1690 -150 + 110 +300 140

8117.2430 + 1060 ±880 -200 + 220 -1000 100

HD 294046* 8067.4027 -1420 ±1800 -90 + 130 -1600 80

8068.4666 -1750 ±680 -890 + 130 -2300 230

8116.2500 -1500 ±970 +270 + 220 -1100 130

8117.2729 +3350±1120 +330 + 160 +1100 200

Таким образом, магнитное поле обнаружено у четырех звезд из 10, у остальных продольное поле Ве оказалось ниже предела обнаружения нашей аппаратурой.

Далее мы даем краткие комментарии к наблюдениям магнитного поля каждой из исследованных 10 звезд. Более подробные сведения об их физических параметрах по состоянию на 2013 год приведены в работе [1].

Для того, чтобы сравнивать измерения разной точности и определить, является ли звезда магнитной, введем параметры: (Ве) — среднеквадратиче-ское магнитное поле, а — среднеквадратическую ошибку определения (Ве) и величину х2/п — параметр, который определяет достоверность отклонений результата от нуля. Используем для определения указанных величин формулы, приведенные в работе [9]. При нашем количестве измерений будем считать, что у звезды более-менее надежно измеряется магнитное поле, если величина х2/п > 5.0. Здесь и далее п — количество измерений для каждой звезды.

При малом количестве наблюдений, случайно разбросанных по фазе периода звезды, это наилучший параметр для характеристики ее магнитного поля.

А = 4481 A (MgII), Л = 4549 A, Л = 4572 A. Линии гелия А = 4471 A иА = 4713A — не видны. В линии водорода А = 4861 A имеются признаки наличия второго компонента.

Измерения поля классическим методом [8] практически невозможны из-за малого количества линий и их сложного, уширенного вращением профиля. Это видно по данным таблицы. Проекция скорости вращения на луч зрения ve sin i = 140 км с-1.

Среднеквадратическое поле {Be), вычисленное по измерениям, выполненным классическим методом: {Be) = 1794.0 ± 1639.6, х2/п = 1.8.

Ошибки измерений неприемлемо велики, поэтому будем основываться на результатах, полученных методом регрессии: {Be) = 332.4 ± 195.3, Х2/п = 1.9.

Магнитное поле по нашим измерениям не обнаруживается.

Признаков систематического проявления эффекта Зеемана в спектрах не заметно. Видны мелкие структуры на профиле линии H@, возможно, магнитные. Тем не менее, убедительных доказательств существования магнитного поля у звезды мы не нашли.

3. КОММЕНТАРИИ К ИССЛЕДОВАННЫМ ЗВЕЗДАМ

HD 33917

Звезда спектрального класса А0, тип пекуляр-ности Si. На полученных нами спектрах есть всего несколько очень широких линий: сильные линии

HD 34859

Звезда спектрального класса А0 с усиленными линиями кремния. Наличие поля можно заподозрить по всем измерениям. В некоторых линиях видны проявления V-параметра Стокса.

Звезда — довольно быстрый ротатор, линии широкие, поэтому точность измерений —

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1. III.

6.11

1.0 Phase

Рис. 1. Кривая блеска HD 34859: JD(max) = 2448697.9315+ 1.0462002 х E.

1.0 Phase

Рис. 2. Кривая блеска JD(max) = 2448697.9315 + 2.0924179 х E.

HD 34859:

низкая: ve sin i = 90 км с . Наши 4 измерения дают возможность определить среднеквадратиче-ское поле: (Бе) = 1138.5 ± 692.9, х2/п = 3.8 (z); (Бе) = 302.8 ± 120.3, х2/п = 9.9 (г).

Таким образом, наши измерения, полученные методом регрессии, указывают на то, что звезда магнитная.

Согласно работе [10], период вращения звезды P = 1d046. Для его уточнения мы использовали доступные из литературы фотометрические данные со спутника HIPPÁRCOS. Построив периодограммы, мы выявили два возможных периода: P = 1d0462002 (рис. 1), P = 2d0924179 (рис. 2). Период, совпадающий с предложенным в работе [10], является более вероятным, второй — примерно в 2 раза больше и может быть ложным. Полученные нами 4 точки магнитных измерений не дают возможности выбрать между ними, так как достаточно хорошо соответствуют обоим периодам (рис. 3—4). Для получения более точной оценки необходимо провести дополнительные наблюдения данной звезды.

о

2000 1000 g¡ 0 а? -1000 -2000

О

из О) О)

о

.(а) л

/ V

- / X / -

/ \ / -

- / 1/ -

- / V V -

- / V \ / -

-

-

CQ

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Phase

Рис. 3. Кривая переменности продольного магнитного поля HD 34859 при

JD(max) = 2448697.9315+ 1.0462002 х E, по

результатам, полученным методом измерений сдвигов центров тяжести линий (a) [7], регрессии (b) [8].

HD 35008

Звезда с усиленными линиями кремния. В спектре наблюдаются три широкие линии, проекция скорости вращения которых ve sin i = 210 км с-1. Два наших измерения по металлам наличия поля не показали, но согласно третьему, присутствует слабое поле: {Be) = 1531.2 ± 1440.8, х2/п = 3.8 (z); (.Be) = 224.5 ± 177.4, х2/п = 1.3 (г).

Наше третье измерение совпадает с оценкой продольного магнитного поля Be = —339 ± 69 Гс, которую сделали в работе [11] по спектральным данным с отношением S/N = 2200, полученным 29

января (ит = 00:22) 2005 года на спектрополяри-метре FORS1. Так как измерения в работе [11 ] выполнены методом регрессии, то с учетом ее результатов, используя все наши измерения из таблицы, получаем: (Ве) = 258.2 ± 155.4, х2/п = 7.0.

Хотя наличие сильного поля у звезды не отмечено, профили поляризации водородной линии Нв имеют сложную форму, можно заподозрить наличие зеемановских особенностей. Будем считать звезду магнитной. Сведений о периоде вращения в литературе нет.

сз о

ш 0Q

С5

2000 0

2000 -4000 -6000 -8000

600 400 200 0

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Phase

Рис. 4. То же, что на рис. 3, при

JD(max) = 2448697.9315 + 2.0924179 х E.

HD 35039

Спектрально-двойная o Ori. Звезда с усиленными линиями гелия. Линии в спектре очень узкие: ve sin i < 20 км с-1. Поле не найдено по 59 линиям, что много для звезды класса В2, He-rich. Абт [12] считает, что эти линии принадлежат главному компоненту, а вторичного не видно.

Найдем среднеквадратическое поле и по зее-мановскому расщеплению и по регрессии, так как линии узкие: (Бе) = 74.0 ± 45.9, х2/п = 2.2 (z); (Бе) = 75.2 ± 49.3, х2/п = 2.3 (r).

Измерения обоими методами дают одинаковые результаты. Магнитное поле у звезды не найдено.

HD 35177

Пекулярная звезда с аномалиями кремния. Быстрый ротатор ve sin i = 200 км с-1, период вращения P = 0d528 [10]. Зеемановских особенностей, указывающих на сильное поле, в линиях металлов не видно. Однако в водородной линии Нв такие признаки имеются. Это позволяет предположить, что звезда является магнитной. Среднеквадратическая величина (Be), полученная двумя методами, составляет: (Бе) = 1423.5 ± 1558.8, х2/п = 4.3 (z); (Be) = 940.5 ± 274.5, х2/п = 12.4 (r).

Эти данные указывают на то, что звезда имеет магнитное поле, продольный компонент которого достигает величины 1 кГс.

На рис. 5 и 6 приведены наши измерения магнитного поля с периодом 0 d5496 и кривая блеска по

2500 2000 1500 1000 500 0

-500 -1000

"i / 1 \ 1 (c)

\ / 1, , , . 1, У -

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 10 12 14 Р hase

Рис. 5. Кривая изменения продольного магнитного поля Ве звезды ИЭ 35177 при JD(max) = 2448098.49253 + 0.5496000 х Е по

измерениям поля, выполненным (а) методом измерений сдвигов центров тяжести [7], (Ь) по водороду, (с) методом регрессии [8].

результатам фотометрии со спутника HIPPARCOS с этим же периодом. Видим, что измерения по водороду и классическим методом подтверждают наличие поля, хорошо прослеживается периодическая составляющая, рассеяние данных измерений небольшое. Однако метод регрессии дает большой разброс.

HD 35575

Звезда спектрального класса В3 с ослабленными линиями гелия. Быстрый ротатор — ve sin i = 150 км с-1. Сведений о периоде вращения нет.

Мы получили четыре спектра в течение нескольких лет, признаков поля на них не видно. Ни в одном из измерений поле не превысило 400 Гс. Среднеквадратические величины следующие: {Be) = 281.8 ± 579.1, х2/п = 0.2 (z); {Be) = 219.8 ± 196.2, х2/п = 1.2 (г).

МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1. III.

8.35

65

Рис. 6. Кривая блеска HD 35177: JD(max) = 2448098.49253 + 0.5496000 х E.

1.0

Phase

Рис. 7. Кривая блеска HD 294046: JD(max) = 2448741.8328 + 0.8985767 х E.

Имеются все основания считать звезду немагнитной.

HD 35730

Звезда спектрального класса А4 с ослабленными линиями гелия. Линии в спектре уширены вращением, ve sin i = 80 км с-1. Сведений о периоде вращения нет.

Мы получили пять дат наблюдений. Магнитное поле у звезды не обнаружено.

Результаты измерений поля, проведенных разными методами, следующие: (Бе) = 371.7 ± 275.1, Х2/п = 2.2 (z); (Бе) = 90.0 ± 156.4, х2/п = 0.5 (г).

Звезда немагнитная.

HD 36549

Звезда спектрального класса В7 с ослабленными линиями гелия. Линии в спектре достаточно сильно уширены вращением: ve sin i = 75 кмс-1. Сведений о периоде вращения нет. Мы получили восемь моментов наблюдений звезды в период с 2012 по 2017 гг. Магнитное поле не обнаружено: (Бе) = 376.3 ± 386.5, х2/п = 0.8 (z); (Бе) = 160.6 ± 108.9, х2/п = 2.7 (г).

Признаков зеемановских структур не обнаружено. Таким образом, считаем звезду немагнитной.

HD 38912

Звезда с усиленными линиями кремния спектрального класса В8. Получены три спектра. Линии очень широкие и мелкие: ve sin i = 100 кмс-1. Период вращения P = 1.4628 суток.

Результирующее среднеквадратичное поле, определенное двумя методами, следующее: (Бе) = 791.6 ± 1270.2, х2/п = 0.6 (z); (Бе) = 165.4 ± 163.4, х2/п = 1.2 (г).

Магнитное поле не обнаружено.

о

го о о

Щ

О

Ф

го о

Щ

О

го ф

Щ

4000

2000 0

-2000 -4000 2000 1000 0

-1000

-2000 -3000

1500

1000 500 0

-500

-1000 -1500

0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Phase

Рис. 8. Изменения продольной

компоненты магнитного поля HD 294046 с JD(max) = 2448741.8328+ 0.8985767 х E по

измерениям различными методами: (а) сдвига центров тяжести, (b) по линии водорода Нв, (с) методом регрессии.

ИЭ 294046

Звезда спектрального класса В9 с усиленными линиями кремния. Получены четыре спектра. Исходя из результатов измерений поля, можно утверждать, что найдена новая магнитная звезда: (Ве) = 2153.6 ± 1214.3, х2/п = 4.6 (2); (Ве) = 495.5 ± 164.2, х2/п = 13.3 (г).

Для определения периода вращения звезды мы использовали фотометрические данные со спутника HIPPARCOS. Оценка периода вращения дает величину Р = 08985767 (рис. 7). Магнитные измерения также хорошо сворачиваются с этим периодом (рис. 8). Величины продольной компоненты поля, полученные по измерениям центров тяжести линий металлов (а) и водорода (Ь), показывают примерно в два раза большую амплитуду переменности поля по сравнению с оценкой методом регрессии (с).

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Проведены наблюдения продольных магнитных полей для 10 звезд подгруппы (а) ассоциации Орион ОВ1. Для каждого объекта было выполнено не менее трех измерений. Магнитное поле обнаружено у четырех из исследованных звезд: у трех надежно, еще у одной вероятно. Для остальных шести поле оказалось меньше предела обнаружения нашей методики.

Таким образом, закончены измерения магнитных полей всех известных к настоящему времени химически пекулярных звезд подгруппы (а) ассоциации Орион ОВ1. Пять звезд из этой подгруппы изучались нами ранее, или сведения были взяты из литературы. Все они, с той или иной степенью надежности, обладают магнитными полями.

В целом, из 15 Ар- и Вр-звезд подгруппы, магнитное поле уверенно наблюдается у пяти объектов, возможно магнитными являются еще два. У остальных восьми звезд поле не обнаружено.

Сравнительный анализ магнитных полей и физических параметров звезд подгруппы (а) ассоциации Орион ОВ1 будет проведен в следующей статье.

БЛАГОДАРНОСТИ

Авторы благодарят Г. А. Чунтонова за создание высокоэффективного анализатора круговой поляризации для ОЗСП БТА. Авторы благодарят Российский научный фонд за финансовую поддержку настоящей работы (грант РНФ 14-50-00043). СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68, 300

(2013).

2. E. A. Semenko, I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 69, 191

(2014).

3. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71, 436 (2016).

4. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017).

5. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69, 339 (2014).

6. G. A. Chountonov, in Magnetic Stars, Ed. by Y. V. Glagolevskij, I. I. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), pp. 286-291.

7. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).

8. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and Astrophys. 389, 191 (2002).

9. I. B. Thompson, D. N. Brown, and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 64,219(1987).

10. M. Netopil, E. Paunzen, S. Hummerich, and K. Bernhard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 468, 2745 (2017).

11. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astron. and Astrophys. 450, 777 (2006).

12. H. A. Abt, Astrophys. J. 629, 507 (2005).

Magnetic Fields of CP Stars in the Orion OB1 Association. III. Stars of Subgroup (a)

1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev

The paper presents results of magnetic field measurements of 10 chemically peculiar stars of subgroup (a) in the Orion OB1 association: HD 33917, HD 34859, HD 35008, HD 35039, HD 35177, HD 35575, HD 35730, HD 36549, HD 38912, and HD 294046. Observations were carried out with the circular polarization analyzer at the Main Stellar Spectrograph at the 6-m SAO RAS telescope. Magnetic fields were detected in four stars, six stars have magnetic fields below the detection threshold.

Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar