CC BY
32
УДК 524.35-337
О ЗАВИСИМОСТИ ХИМИЧЕСКИХ АНОМАЛИЙ В СР-ЗВЕЗДАХ ОТ ВЕЛИЧИНЫ ИХ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
© 2007 Ю. В. Глаголевский
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 29 ноября 2006; принята в печать 14 января 2007
Исследована зависимость величины аномальности параметра Z женевской фотометрии Z0 = = Zcp—ZHорM. от среднего поверхностного магнитного поля Бз. Величина Z0 пропорциональна степени аномальности химсостава. Оказалось, что величине Бз ^ 0 величина Z0 ^ —0.010 + —0.015, т.е. часть СР-звезд практически не имеет магнитного поля, но имеет химические аномалии. Одна из возможных причин — эффект селекции, при котором к СР-звездам относяттолько те объекты, которые имеют сильные химические аномалии, вследствие чего образуется дефицит звезд с относительно слабыми аномалиями. Кроме того, у СР-звезд имеются другие, кроме магнитного поля, источники стабилизации атмосферы, например медленное вращение. Получены формулы связи Z0 с Бз.
1. ВВЕДЕНИЕ
Исследование зависимости величины и структуры аномалий химсостава в химически пекулярных (СР) звездах от величины магнитного поля все еще не потеряло своей актуальности. Особенно интересно то, что при одном и том же магнитном поле даже у звезд одного типа пекулярности наблюдается большой разброс по аномальности химсостава. В то же время существование связи между средней степенью пекулярности и магнитным полем несомненно [1]. Хорошо известно, что одни химические элементы концентрируются вокруг магнитных полюсов, другие — вдоль магнитного экватора. До сих пор не найдены звезды, которые обладали бы сильным магнитным полем и нормальным химсоставом. Звезды с нормальным химсоставом не имеют магнитного поля [2].
В данной работе рассматривается вопрос о связи химических аномалий с магнитным полем в области его слабых величин. Звезды, обладающие магнитным полем в диапазоне 0 — 500 Гс, совершенно не изучены вследствие недостаточной точности измерений поля. Кроме того, исследователей обычно интересовали объекты с самыми большими магнитными полями и с максимальными химическими аномалиями. В работе [3] мы пытались провести предварительное исследование СР-звезд со слабыми эффективными магнитными полями, преимущественно с Ве < 100 Гс. Оказалось, что несмотря на слабость магнитного поля параметры, характеризующие степень аномальности химсостава, такие же, как у звезд с относительно сильными магнитными полями.
В последнее время мы предприняли дополнительные исследования химсостава отдельных звезд
с эффективным магнитным полем Ве < 100 Гс методом синтетических спектров [4—6]. В результате выяснилось, что несмотря на слабость магнитного поля изученные объекты имеют аномалии, обычные для магнитных звезд такого же типа. В этих работах был сделан также предварительный вывод, что либо при слабых магнитных полях нарушается связь между величинами химических аномалий и магнитного поля, либо из-за наблюдательной селекции имеется существенный недостаток СР-звезд со слабыми, ниже порога обнаружения, химическим аномалиями.
При спектральной классификации к СР-звездам относят только те звезды, которые обладают относительно сильными спектральными аномалиями. Поэтому при данном магнитном поле таких звезд наблюдается больше. Вследствие этого зависимость степени химических аномалий от величины магнитного поля искажается, причем наиболее сильно это проявляется в диапазоне слабых магнитных полей.
При одной и той же величине магнитного поля наблюдается разная степень химических аномалий как слабая, так и сильная. Как известно, разброс значений химсостава зависит от ориентации звезды относительно наблюдателя, от силы ветра на звезде, от величины микротурбуленции и от содержания каждого элемента, которое различно у разных звезд. Ориентация влияет потому, что химические элементы распределены по поверхности неравномерно. Кроме того, химсостав меняется по мере эволюционного продвижения звезды поперек полосы Главной последовательности [7]. Измеряемое значение поля может быть близким к нулю в том случае если мы смотрим на звезду со стороны
магнитного экватора. Но таких случаев мало, а звезд со слабым полем и сильными химическими аномалиями много.
2. ЗАВИСИМОСТЬ СТЕПЕНИ
АНОМАЛЬНОСТИИ ХИМСОСТАВА ОТ ВЕЛИЧИНЫ МАГНИТНОГО ПОЛЯ
В данной работе мы снова предприняли попытку изучить поведение химсостава у звезд с самыми слабыми и самыми сильными магнитными полями. Лучше всего для поставленной задачи было бы использовать средние величины поверхностного магнитного поля Вб. Однако таких данных в настоящее время пока еще слишком мало, а нижняя граница определения поля слишком большая, т.е. имеются данные только для звезд с относительно сильными полями. Кроме того, измеренные величины Вб имеются только для медленных ротаторов БгСгЕи-типа, потому что только в случае медленного вращения спектральные линии достаточно узкие, чтобы величину расщепления можно было надежно измерить. Для звезд Б1, Не-"№, Не-г величины Вб практически неизвестны. Поэтому в данном исследовании мы использовали средние квадратические значения магнитного поля <Бе> (см. ниже), известные для многих звезд всех типов, которые затем перевели в значения средних поверхностных магнитных полей по полученной ниже статистической зависимости. Надо иметь в виду, что хотя к настоящему времени для многих звезд известны средние эффективные величины магнитного поля Ве, оценки поверхностных полей Бз, получаемые по статистической зависимости Бз-<Бе>, отягощены значительными ошибками вследствие влияния ориентации звезд относительно наблюдателя.
Звезд с хорошо изученным химическим составом мало. Поэтому мы решили использовать параметры, которые его характеризуют. Известно, что одной из характеристик аномальности химического состава СР-звезд, является интенсивность депрессии в непрерывных спектрах на длине волны Л = 5200 А. Эта интенсивность характеризуется либо параметром Да [8], либо параметром Z женевской фотометрии (фильтр V1) [9]. Впервые зависимость Z от среднего поверхностного поля Вб была изучена в работе [10]. При помощи этого параметра были обнаружены новые магнитные СР-звезды. В принципе, можно было бы использовать для нашей цели и параметр Да, но звезд с известными величинами Z значительно больше. Долгое время был неясен механизм происхождения полосы Л = 5200 А. Многие придерживались той точки зрения, что это автоионизационные полосы Б111 [11], другие полагали, что широкие полосы образуются при связанно-свободных переходах Б111 [12]. Были также предположения, что это просто местное
скопление спектральных линий, усиленных из-за аномальности химического состава и наличия магнитного поля [13, 14]. Влияние поля проявляется зеемановским расщеплением спектральных линий. При малых значениях магнитного поля зависимость интенсивности депрессии от величины магнитного поля крутая. По мере усиления поля пи ^-компоненты спектральных линий разделяются настолько, что наступает насыщение и при дальнейшем увеличении поля глубины спектральных линий уже не растут, поэтому их зависимость от величины магнитного поля становится более пологой. В настоящее время принято именно это объяснение
[15].
Таблица 1. Зависимость параметра Ъ от температуры для нормальных звезд V класса светимости
Те к г Те К г
6000 -0.0405 19000 -0.0050
6500 -0.0400 19500 -0.0052
7000 -0.0375 20000 -0.0053
7500 -0.0325 20500 -0.0054
8000 -0.0210 21000 -0.0055
8500 -0.0130 21500 -0.0057
9000 -0.0090 22000 -0.0059
9500 -0.0070 22500 -0.0061
10000 -0.0060 23000 -0.0063
10500 -0.0052 23500 -0.0064
11000 -0.0047 24000 -0.0065
11500 -0.0045 24500 -0.0067
12000 -0.0040 25000 -0.0069
12500 -0.0040 25500 -0.0072
13000 -0.0038 26000 -0.0073
13500 -0.0038 26500 -0.0074
14000 -0.0038 27000 -0.0075
14500 -0.0038 27500 -0.0075
15000 -0.0040 28000 -0.0075
15500 -0.0042 28500 -0.0075
16000 -0.0044 29000 -0.0076
16500 -0.0045 29500 -0.0076
17000 -0.0046 30000 -0.0076
17500 -0.0047 30500 -0.0076
18000 -0.0048 31000 -0.0077
18500 -0.0049 32000 -0.0077
В отличие от предыдущих аналогичных исследований в этой работе мы изучаем зависимость от величины поля не самого параметра Z, а степени его аномальности Z0, что более корректно. Ее мы определили как Z0 = Zcp - ZHорM. Таким образом, Z0 — это разница между величиной Z для СР-звезд и Z для нормальных звезд Главной последовательности той же температуры. Величины Z для нормальных звезд Главной последовательности разных температур приведены в табл.1. Температуры оценивались по спектральному классу с помощью зависимости из работы [16]. На зависимости Z — Те среднее рассеяние величин Z в области Те & 8000 К равно ±0.010 — 0.015, а в области Те > 10000 К — ±0.005. Чем больше величина депрессии Л 5200 А, тем больше абсолютная величина Z0. Поэтому на всех графиках в дальнейшем указывается ^0|.
Параметр Z зависит не только от магнитного поля, но и от температуры. Из-за этого увеличивается разброс точек на изучаемой зависимости. Поэтому звезды разных типов пекулярности изучались отдельно. На рис.1 приведена зависимость Z0 от степени аномальности химсостава ДХ. Величина ДХ — это превышение среднего содержания характерных химических элементов Б1, Са, Сг и Fe (!°&(^/N*0*)) у Б1- и БгСгЕи-звезд относительно нормальных звезд Главной последовательности той же средней температуры. Все необходимые данные для этого взяты из работы [17] и приведены в табл.
2. На рис.1 хорошо видно, что зависимость действительно существует, линейная регрессия имеет вид
ДХ = (0.42 ± 0.12) - (15.34 ± 4.05) • Z0. (1)
Это подтверждает мнение, что параметр Z, связанный с интенсивностью депрессии Л = 5200А, чувствителен к химическим аномалиям.
То, что имеется связь между ДХ и Да, видно из рис.2, построенного по данным для Да из работ [ 18—20]. Зависимость между этими величинами можно выразить в виде полинома
ДХ = 0.28 + 18.67 • Да - 58.06 • Да2.
Чем сильнее магнитное поле, тем оно эффективнее подавляет микротурбуленцию, облегчая диффузию химических элементов, и усиливает лучевое давление. Вероятно, этот процесс приводит, во-первых, к неравномерному распределению химических элементов по поверхности и, во-вторых, к увеличению концентрации определенных химических элементов. Ранее мы исследовали зависимость Z от степени пекулярности содержания разных химических элементов и нашли, что такая зависимость
Таблица 2. Параметры Z0, характеризующие интенсивность депрессии Л5200 А, и ДХ, характеризующие степень химических аномалий
Звезда Тип Те, К 20 АХ
10221 Б1+ 11900 -0.023 + 1.39
18610 БгСгЕи 8100 -0.024 + 1.01
24712 БгСгЕи 7250 -0.010 +0.03
25823 Б1 12750 -0.027 +0.93
29578 БгСгЕи 7800 -0.021 +0.78
37808 Б1 13100 -0.020 +0.71
40312 Б1 10450 -0.013 + 1.54
43819 Б1 11300 -0.032 +0.87
60435 БгСгЕи 8100 -0.032 +0.60
62140 БгСгЕи 7900 -0.039 +0.74
66318 БгСгЕи 9200 -0.059 + 1.15
75445 БгСгЕи 7700 0.000 +0.29
101065 БгСгЕи 6600 -0.016 -0.36
108662 БгСгЕи 10300 -0.034 + 1.25
108945 БгСгЕи 8800 -0.018 +0.31
110066 БгСгЕи 9000 -0.052 + 1.55
112413 БгСгЕи 11600 -0.028 +0.77
115708 БгСгЕи 7510 0.022 +0.06
116114 БгСгЕи 8000 -0.031 +0.46
128898 БгСгЕи 7900 -0.004 +0.36
133029 Б1+ 11200 -0.054 + 1.14
133792 БгСгЕи 9200 -0.028 +0.95
137909 БгСгЕи 8000 -0.004 +0.86
137949 БгСгЕи 7550 -0.004 +0.56
153882 БгСгЕи 9250 -0.037 + 1.75
166473 БгСгЕи 7700 -0.026 +0.47
168733 БгСгЕи 14000 -0.020 +0.88
170973 Б1+ 10750 -0.041 + 1.01
176232 БгСгЕи 7550 -0.029 +0.58
183806 БгСгЕи 10070 -0.021 + 1.44
188041 БгСгЕи 8500 -0.053 + 1.09
192913 Б1+ 10900 -0.029 +0.88
201601 БгСгЕи 7700 -0.014 +0.35
204411 Б1+ 8400 -0.012 +0.75
203932 БгСгЕи 7450 0.002 +0.36
212385 БгСгЕи 9200 -0.025 +0.97
217522 Б1+ 6750 -0.023 -0.18
дх
Рис. 1. Зависимость между степенью аномальности параметра женевской фотометрии Z0 и степенью аномальности химсоства ДХ.
действительно существует, но со значительным разбросом точек [21]. Было также показано, что в первом приближении прямая корреляция имеет место в основном от Вб=0 до Вб~4—5 кГс. В работах [1,22] показано, что от магнитного поля зависит также степень аномальности бальмеровских скачков. В работе [23] мы исследовали зависимость между аномальностью бальмеровского скачка ДО и магнитным полем Бб, а также связь параметра Z со степенью пекулярности содерждания химических элементов. Величина бальмеровского скачка в свою очередь зависит от аномальности химсо-ства. Таким образом, мы убедились, что выбранный нами параметр Z0 можно использовать как меру химической аномальности (иными словами, меру “металличности”).
3. ЗВЕЗДЫ С ИЗМЕРЕННЫМИ ВЕЛИЧИНАМИ Вб
В настоящее время известно около ста СР-звезд с измеренными по зеемановскому расщеплению линий средними поверхностными магнитными полями Бб. Данные для этих звезд представлены в табл.3. Величины Вб взяты из каталога [24], Бб(Р) из работы [25]. В четвертом столбце даны Б$(С), оцененные по формулам Стиббса-Престона в работе [21] для звезд с известными фазовыми зависимостями изменений магнитного поля Ве(Р). В 5 столбце даны значения температур, в шестом — параметры Z0. Все величины Z и для нормальных, и для пекулярных звезд вычислены по соответствующей формуле из работы [9] по данным каталога [26].
дх
Рис. 2. Зависимость между степенью аномальности химсостава ДХ и интенсивностью депрессии А5200 - Да.
БгСгБи-звезды. Зависимость Z0-(Бз) для этих звезд представлена на рис.3а. Чтобы уменьшить разброс точек, проведено усреднение методом скользящего среднего по 5 точкам. В работе [10] утверждается, что между величинами Z и Бб существует линейная зависимость в интервале 0 < Бб<3.5, однако наши результаты, представленные ниже, этого не подтверждают. Средняя кривая построена способом наименьших квадратов в виде экспоненты:
Z0 = -!(1 - в~9Вз), (2)
где f = 0.048 и д= 0.45. Из-за сильного разброса точек трудно сделать заключение о точной форме зависимости особенно в области малых величин Бз и Z0. Из результатов, приведенных далее, получается, что зависимость не линейная, а представляет собой некоторую кривую, близкую к экспоненте, которая тем круче, чем меньше магнитное поле. В то же время использование измеренных величин Вб не обеспечивает получение достаточно надежной зависимости вследствие большого разброса точек. Кроме того, данных вблизи малых значений Вб, которые нам наиболее интересны, нет.
Звезды типа Б1. Зависимость Z0-(Бз) для звезд этого типа представлена на рис.3Ь. Как и в предыдущем случае, значения получены в результате усреднения методом скользящего среднего по 5 объектам. Звезд Б1-типа пекулярности значительно меньше но зависимость для них получилась более плавной, чем в случае БгСгЕи-звезд. Но если предположить, что при Бб = 0 значение Z0 тоже равно нулю, то при малых Бз зависимость
|Z0| \zo\
Рис. 3. Зависимость степени аномальности параметра Ъ0 от величины среднего поверхностного магнитного поля Вб: (а) Б1+ и БгСгЕи-типы звезд; (Ь) Б1-звезды.
<Ве>, kG
Рис. 4. Зависимость между среднеквадратическими <Be> и средними поверхностными Bs величинами магнитного поля.
будет иметь очень крутой ход. На рисунке кривая проведена методом наименьших квадратов в соответствии с формулой (2). Здесь коэффициенты f=0.061 и g=0.3. Видно, что на малых Bs, если продолжить зависимость до Bs = 0, она пересечет ось Z0 на уровне ~ 0.02, но не на 0, как это можно было бы предположить. Вероятно, здесь играет роль эффект селекции, по крайней мере частично, когда звезду относят к СР- звездам только в случае хорошо заметных признаков пекулярности. Поэтому звезды со слабыми химическими аномалиями оказываются в дефиците. Этот эффект больше при слабых полях и слабых аномалиях, что искажает зависимость в этой области. Иначе придется пред-
полагать, что часть СР-звезд не обладает магнитным полем.
Для звезд с аномальными линиями гелия аналогичные зависимости построить не удалось из-за отсутствия данных по Бб.
4. ЗВЕЗДЫ С ВЫЧИСЛЕННЫМИ ВЕЛИЧИНАМИ Вб
Примерно для ста СР-звезд известны средние поверхностные магнитные поля Бб. Кроме того, надо иметь в виду, что порог измерения среднего поверхностного поля составляет 2.5—3 кГс. Количество звезд с известными средними эффективными магнитными полями Ве порядка 300 и нижняя граница их обнаружения существенно меньше. Поэтому было решено исследовать изменение параметров Z0 с использованием Вз, полученных по зависимости Ве-(Вз). Как уже говорилось выше, среднее эффективное поле зависит от ориентации звезды относительно наблюдателя, потому что Ве — это компонента поля вдоль луча зрения, переменная вследствие вращения, а у разных звезд разный угол наклона. Поэтому всегда Ве < Бб. Ранее мы показали [21], что в некоторых случаях эффективно использование в статистических исследованиях так называемых средних квадратических величин магнитного поля, введенных в практику в работе [27]:
<Бе>=[^(Бе2 - а2)/М]1/2, (3)
где N — количество измерений, сделанных в разных фазах периода вращения, аг— среднеквадратическая ошибка одного измерения. К настоящему времени количество измеренных Ве достигло
т
|И>|
О 2 4 6 8 10 12 14 Вэ, кв
Рис. 5. Зависимость степени аномальности Z0 от среднего поверхностного магнитного поля Бб, определенного по соотношению Бб - (<Бе>): (а) Б1+ БгСгЕитипы звезд; (Ь) Б1+ БгСгЕи типы звезд, но вместо Z0 взяты Да; (с) Б1 - звезды; звезды с аномальными линиями гелия.
уже 300 [28], и мы использовали данные из этого
списка. Для разных звезд измеренная величина Ве
находится в основном в пределах 30 — 100 Гс, следовательно, величина среднего поверхностного
поля будет в таких случаях в пределах 150 — 500 Гс в соответствии с формулой (4), т.е. минимальная величина Бб в среднем во много раз меньше, чем величина, которую возможно непосредственно
измерить. Используя величины <Ве>, мы можем существенно расширить исследуемые зависимости
в сторону малых значений магнитного поля. Если <Бб> = 0, то это означает, что величина измеренного магнитного поля меньше ошибки измерений. Все необходимые данные приведены в табл.4.
Таблица 3. Данные для построения зависимости Ъ0-(Вб) для Вб, определенных по расщеплению спектральных линий (даны в килогауссах)
нэ Вв А>(Р) ^(0) Те, К го Тип
2453 3.7 - - 8500 -0.053 БгСгЕи
5737- - - 1.2 13500 -0.001 Не^
5797 - 1.8 - 9400 -0.041 БгСгЕи
8441 - 0.0 - 9100 -0.010 БгСгЕи
9996 4.8 - - 10000 -0.035 БгСгЕи
10221 - - 10700 -0.023
12288 7.9 - - 8600 -0.042 БгСгЕи
нэ Вв А>(Р) ^(0) Те, К го Тип
12447 - - 2.0 10000 -0.030 Б1+
12767 - - 0.8 13000 -0.020 Б1
14437 7.7 - - 10800 -0.064 БгСгЕи
18078 3.8 - - 9000 -0.066 БгСгЕи
18296 - - 0.8 11000 -0.027 Б1+
22374 - 0.5 - 8400 -0.011 БгСгЕи
24712 2.6 - 2.8 7200 +0.010 БгСгЕи
25267 - - 1.3 12100 -0.030 Б1
27309 - - - 11800 -0.055 Б1
29578 2.7 - - 9000: -0.035 БгСгЕи
32633 - - 14.0 12700 -0.062 Б1+
34452 - - 2.3 14100 -0.052 Б1
37017 - - 7.9 20100 0.000 Не-г
37479 - - 11.8 22500 0.000 Не-г
37776 80 - - 23400 +0.001 Не-г
40312 - - 0.7 10100 -0.013 Б1
49976 - - 4.0 9200 -0.035 БгСгЕи
51418 - - 1.7 9500 -0.035 БгСгЕи
55719 6.5 - - 8900 -0.025 БгСгЕи
59435 3.2 - - 9000 -0.058 БгСгЕи
61468 7.3 - - 9000 -0.059 БгСгЕи
62140 - - 3.5 10000 -0.039 БгСгЕи
64740 - - 6.8 23800 -0.042 Не-г
65339 12.8 - 12.5 10000 -0.051 БгСгЕи
70331 12.4 - - 11000 -0.058 Б1
71866 - - 7.2 8600 -0.043 БгСгЕи
72968 2.8 - - 9600 -0.033 БгСгЕи
75445 3.0 - - 9000 -0.025 БгСгЕи
78316 - - 3.0 13200 -0.004 ^Мп?
81009 8.4 7.9 - 9900 -0.037 БгСгЕи
93507 7.2 - - 11000 -0.060 Б1+
94660 6.2 - - 11600 -0.067 Б1+
108662 - - 3.4 9900 -0.034 БгСгЕи
110066 4.1 - - 8700 -0.052 БгСгЕи
111133 - 3.7 3.2 9700 -0.053 БгСгЕи
112413 - 2.9 3.2 11200 -0.028 Б1+
НЭ Вв А>(Р) ^(0) Те, К го Тип
116114 5.9 - - 9000 -0.031 БгСгЕи
116458 4.6 - - 9500 -0.049 Не-\у?
118022 - 2.9 2.9 9000 -0.043 БгСгЕи
119213 - - 3.0 9800 -0.025 БгСгЕи
120198 - - - 9700 -0.032 БгСгЕи
124224 - - 3.1 12500 -0.016 Б1
125248 - - 4.9 9400 -0.036 БгСгЕи
125823 - - 2.2 19500 +0.04 Не^-г
126515 12.3 - - 9200 -0.048 БгСгЕи
133029 - - 6.8 10500 -0.054 Б1+
134214 3.1 - - 9000: -0.024 БгСгЕи
137909 5.5 - 4.3 7400 -0.004 БгСгЕи
137949 4.6 - 4.6 7000 -0.004 БгСгЕи
142070 4.9 - - 9000: -0.042 БгСгЕи
142990 - - 4.0 17800 -0.004 Не^
144334 - - 2.0 15400 -0.015 Не^
144897 9.0 - - 9000 -0.074 БгСгЕи
147010 - - 13.0 13000 -0.072 Б1+
148112 - - 0.8 9200 -0.027 БгСгЕи
150562 4.8 - - 9000 -0.017 БгСгЕи
152107 - - 7.0 8700 -0.029 БгСгЕи
153882 - - 7.5 8900 -0.037 БгСгЕи
164258 - - - 8100 -0.014 БгСгЕи
165474 6.5 - - 10000 -0.037 БгСгЕи
166473 7.7 - - 9000 -0.026 БгСгЕи
170397 - - 2.6 9400 -0.037 Б1
175362 28.0 - 26.0 17000 -0.019 Б1
176232 - 2.1 - 7600 -0.029 БгСгЕи
177765 3.4 - - 9000 -0.042 БгСгЕи
187474 5.0 - - 10300 -0.040 Б1+
188041 3.6 - - 10000 -0.053 БгСгЕи
191742 1.8 - - 7800 -0.026 БгСгЕи
192678 4.7 - 3.8 9300 -0.080 БгСгЕи
196502 - 2.0 2.1 8700 -0.032 БгСгЕи
200311 8.6 - - 13500 -0.041 Ь^Мп?
201601 3.8 - - 7600 -0.014 БгСгЕи
Таблица 3. (Продолжение)
Таблица 4. (Продолжение)
нэ Вв А>(Р) ^(0) Те, К го Тип
204411 - 0.5 - 10200 -0.022 Б1
208217 8.0 - - 9000: -0.041 БгСгЕи
215441 34 - 39 15900 -0.052 Б1
216533 - - - 8500 -0.035 БгСгЕи
217833 - - - 15500 -0.018 Не^
221568 - 1.8 - 10600 -0.039 БгСгЕи
Таблица 4. Данные для построения зависимости Бб-^0) с Бб, определенными по зависимости
Звезда <Ве>, 0 Вв, кС го Те, К Тип
2453 358 2.1 -0.053 8400 БгСгЕи
3980 1002 5.5 0.000 10200 БгСгЕи
4778 601 3.3 0.000 9200 Б1+
5737 182 1.0 -0.001 13500 Не^
5797 1850 10.2 -0.041 9400 БгСгЕи
6532 244 1.3 -0.024 9000 БгСгЕи
8441 56 0.3 -0.010 9100 БгСгЕи
8855 642 3.5 -0.046 12900 Б1+
9996 648 3.6 -0.035 10000 БгСгЕи
10221 297 1.6 -0.023 10700 Б1+
10783 1013 5.6 0.000 10200 БгСгЕи
12288 1351 7.4 -0.042 8600 БгСгЕи
12447 99 0.5 -0.030 11000 Б1+
12767 148 0.8 -0.020 13000 Б1
14392 0 0.0 -0.014 11800 Б1
14437 1570 8.6 -0.064 10800 БгСгЕи
15089 51 0.3 -0.020 8400 БгСгЕи
15144 586 3.2 -0.018 8400 БгСгЕи
17775 276 1.5 -0.049 9000: БгСгЕи
18296 224 1.2 -0.027 11000 Б1+
19400 50 0.3 -0.014 12900 Не^
19805 800 4.4 -0.007 9800 Не^
19832 82 0.4 -0.017 12400 Б1
19980 627 3.4 -0.031 9000: БгСгЕи
20283 0 0.0 -0.005 13000: Б1
21590 636 3.5 -0.042 12700 Б1
Звезда <Ве>, 0 Вв, кС го Те, К Тип
22374 0 0.0 -0.011 8400 БгСгЕи
22401 118 0.6 0.001 10100 БгСгЕи
22470 324 1.8 -0.017 13500 Не^
22920 148 0.8 -0.014 14400 Не^
23408 290 1.6 0.002 12300 Не^
24155 682 3.7 -0.019 13800 Б1
24712 632 3.5 -0.010 7200 БгСгЕи
25267 150 0.8 -0.030 12200 Б1
25823 198 1.1 -0.027 13000 Б1
27309 1153 6.3 -0.055 13000: Б1
28843 105 0.6 -0.008 14500 Не^
29009 11 60.5 -0.019 12700 Б1
29305 3 0.0 -0.003 11500 Б1
30466 1172 6.4 -0.069 10900 Б1
32549 0 0.0 -0.011 10200 Б1
32633 2498 13.7 -0.062 12700 Б1+
34452 309 1.7 -0.052 14100 Б1
35298 1833 10.1 -0.021 15200 Не^
35456 870 4.8 -0.019 14000 Не^
35502 1181 6.5 -0.011 15900 Не^
35912 520 2.9 0.003 18400 Не-г
36313 575 3.1 -0.025 12400 Б1
36429 143 0.8 -0.002 16500 Не^
36430 97 0.5 0.004 18400 Не-г
36526 1751 9.6 -0.027 15800 Не^
36540 127 0.7 -0.021 15800 Не^
36629 255 1.4 0.002 20300 Не^
36668 539 3.0 -0.038 12500 Не^
36916 450 5.4 -0.023 14700 Не^
37017 1150 6.3 0.000 20100 Не-г
37043 0 0.0 0.005 32500 Не^
37058 679 3.7 0.004 19200 Не^
37129 0 0.0 0.000 17000: Не^
37140 53 0.3 -0.032 15100 Б1+
37151 0 0.0 0.003 12100 Не^
37210 0 0.0 -0.023 12500 Б1
Звезда <Ве>, 0 Вв, кО го Те, К Тип
37470 0 0.0 -0.013 11900 Б1
37479 1506 8.3 0.000 22500 Не-г
37642 1687 9.3 -0.038 14600 Не-^Б1
37752 0 0.0 -0.015 16000 Не^
37776 875 4.8 0.000 23300 Не-г
38104 148 0.8 -0.009 9000 БгСгЕи
39317 190 1.0 -0.014 9800 Б1+
40312 166 0.9 -0.013 10100 Б1
42616 382 2.1 -0.023 8400 БгСгЕи
43810 15 0.1 -0.032 10800 Б1
47777 75 0.4 0.001 21000 Не-г
49333 318 1.7 -0.006 16600 Не^
49606 359 2.0 -0.004 13800 Не^
49976 1131 6.2 -0.035 9200 БгСгЕи
50169 996 4.5 -0.064 9000 БгСгЕи
51418 201 1.1 -0.035 9500 БгСгЕи
51688 0 0.0 -0.002 13000 Не^
54118 776 4.3 -0.036 10200 Б1
55719 1134 6.2 -0.02 9000 БгСгЕи
56022 85 0.5 -0.015 9600 Б1
58260 1989 10.9 0.004 19700 Не-г
62140 1030 5.7 -0.039 10000 БгСгЕи
63401 70 0.4 -0.010 13800 Б1
64486 453 2.5 0.002 10200 Б1
64740 458 2.5 -0.042 23800 Не-г
65339 2765 -0.051 10000 БгСгЕи
66255 50 0.3 0.002 12000: Б1
68351 0 0.0 -0.015 9600 Б1+
70331 2635 14.5 -0.058 9000: БгСгЕи
71866 1442 7.9 -0.043 8600 БгСгЕи
72968 192 1.1 -0.033 9600 БгСгЕи
73340 1425 7.8 -0.018 13000: Б1
74521 709 3.9 -0.057 10600 БгСгЕи
77350 580 3.2 0.004 9700 Б1
79158 446 2.4 -0.025 12800 Не^
81009 1194 6.6 -0.037 10000 БгСгЕи
Звезда <Ве>, 0 Вв, кС го Те, К Тип
83368 313 1.7 -0.037 10100 БгСгЕи
83625 0 0.0 -0.049 12000 Б1
89822 339 1.9 0.004 9800 Б1+
90044 365 2.0 -0.045 9800 Б1+
90569 0 0.0 -0.026 9700 Б1+
92664 624 3.4 -0.016 14500 Б1
93030 0 0.0 0.010 29600 Не-г
93507 1886 10.4 -0.060 11000: Б1+
94660 2089 11.5 -0.067 10600 Б1+
96446 856 4.7 0.003 23000 Не-г
96616 0 0.0 -0.026 9000: БгСгЕи
96707 350 1.9 -0.024 9000 БгСгЕи
96910 161 0.9 -0.057 11000 Б1+
98088 518 2.8 -0.031 7800 БгСгЕи
103192 100 0.5 -0.013 11100 Б1
103498 194 1.1 -0.043 9000 БгСгЕи
108662 419 2.3 -0.034 9900 БгСгЕи
108945 224 1.2 -0.018 8900 БгСгеи
109026 247 1.3 -0.003 15500 Не^
110066 0 0.0 -0.052 8700 БгСгЕи
111133 664 3.6 -0.053 9700 БгСгЕи
112185 110 0.6 -0.007 9800 БгСгЕи
112381 3157 17.4 -0.050 10000 Б1+
112413 905 5.0 -0.028 11200 Б1+
115708 521 2.9 0.023 7500 БгСгЕи
116114 1810 9.9 -0.031 9000: БгСгЕи
118022 583 3.2 -0.043 9000 БгСгЕи
119213 780 4.3 -0.025 9800 БгСгЕи
119419 1314 7.2 -0.064 13000: Б1+
120198 366 2.0 -0.032 9700 БгСгЕи
120640 0 0.0 0.049 19100 Не-г
120709 31 0.2 -0.002 16700 Не^
124224 248 1.4 -0.016 12500 Б1
125248 1210 6.6 -0.036 9400 БгСгЕи
125823 216 1.2 0.000 19500 Не^-Не-г
126515 1350 7.4 -0.048 9200 БгСгЕи
269 О ЗАВИСИМОСТИ ХИМИЧЕСКИХ АНОМАЛИЙ В СР-ЗВЕЗДАХ ОТ ВЕЛИЧИНЫ. Таблица 4. (Продолжение) Таблица 4. (Продолжение)
Звезда <Ве>, 0 Вв, кО го Те, К Тип
126759 98 0.5 -0.007 13000 Б1
128775 250 1.4 -0.054 13000 Б1
128898 321 1.8 -0.004 7600 БгСгЕи
128974 0 0.0 -0.003 13000 Б1
130158 80 0.4 -0.010 13000 Б1
130559 878 4.8 0.013 8900 БгСгЕи
130841 0 0.0 0.004 8200 БгСгЕи
131120 0 0.0 0.003 18300 Не^
133029 2101 11.5 -0.054 10500 Б1+
133518 0 0.0 0.003 19500 Не-г
133652 916 5.0 -0.043 13300 Б1+
133880 2173 17.0 -0.072 11300 Б1
134214 219 1.2 -0.024 9000 БгСгЕи
134759 0 0.0 -0.015 10300 Б1
134793 105 0.6 -0.029 8300 БгСгЕи
135297 543 3.0 -0.022 9600 БгСгЕи
135382 16 0.1 0.006 8900 БгСгЕи
136347 51 0.3 -0.043 11400 Б1
136933 499 2.7 -0.036 13000 Б1
137193 0 0.0 -0.038 13000 Б1
137509 605 3.3 -0.065 15000 Не^
137909 375 2.1 -0.004 7400 БгСгЕи
137949 1301 7.1 -0.004 7000 БгСгЕи
139525 0 0.0 -0.018 12000 Б1
140160 147 0.8 -0.016 9100 БгСгЕи
140728 100 0.5 -0.028 9800 Б1+
141556 26 0.1 0.003 9000 БгСгЕи
142301 1684 9.3 -0.017 16500 Не^
142884 6 0.0 -0.017 14900 Не-м/.Б!
142990 1049 5.8 -0.004 17800 Не^
143699 27 0.1 -0.003 16000 Не^
144334 525 2.9 -0.015 15400 Не^
144661 224 1.2 -0.016 15000 Не^
144844 53 0.3 -0.010 12300 Не^
144897 1888 10.4 -0.074 9000 БгСгЕи
145102 90 0.5 -0.012 10900 Б1
Звезда <Ве>, О Вя, кО го Те, К Тип
145501 1004 5.5 -0.035 14600 Не^
146001 265 1.5 -0.008 13400 Не^
147010 3629 20.0 -0.072 13000 Б1+
14705 38 0.2 -0.053 9000 БгСгЕи
147890 0 0.0 -0.024 13000 Б1
148112 209 1.1 -0.027 9200 БгСгЕи
148199 652 3.6 -0.042 13000 Б1
148330 149 0.8 -0.002 9500 Б1+
148898 80 0.4 -0.007 8400 БгСгЕи
148822 0 0.0 -0.050 10100 Б1+
149911 409 2.2 -0.026 7900 БгСгЕи
150035 200 1.1 0.005 7300 БгСгЕи
150549 93 0.5 -0.017 12800 Б1
151346 0 0.0 -0.027 14700 Не^
151965 2321 12.8 -0.030 14800 Б1
152107 909 5.0 -0.029 9000 БгСгЕи
153882 1289 7.1 -0.037 8900 БгСгЕи
162374 0 0.0 0.001 17300 Не^
164258 278 1.5 -0.014 8100 БгСгЕи
164429 160 0.9 -0.043 10300 Б1+
165474 305 1.7 -0.037 9000 БгСгЕи
166473 1925 10.6 -0.026 9000 БгСгЕи
168605 1179 6.5 0.001 13000 Б1
168733 539 3.0 -0.020 13600 БгСгЕи
170397 364 2.0 -0.037 9400 Б1
170973 247 1.3 -0.041 10700 Б1+
171586 285 1.6 -0.024 8600 БгСгЕи
173650 50 0.3 -0.021 8900 Б1+
175132 929 5.1 -0.073 10700 Б1
175156 20 0.1 0.003 14600 Не-г
175362 3122 17.2 -0.019 17000 Не-м;, Б1
175744 0 0.0 -0.017 12800 Б1
176232 82 0.5 -0.029 7600 БгСгЕи
177410 0 0.0 -0.025 13700 Б1
177517 64 0.3 -0.006 11000 Б1
179527 0 0.0 -0.011 11000 Б1
Звезда <Ве>, О Вв, кО го Те, К Тип
179761 241 1.3 0.003 12300 Б1
183339 831 4.6 0.004 13900 Не^
184905 2013: 11: -0.018 10800 Б1+
186205 202 1.1 0.001 20100 Не-г
187474 1344 7.4 -0.040 10300 Б1+
188041 1824 10.0 -0.053 10111 БгСгЕи
191742 364 2.0 -0.026 7800 БгСгЕи
192678 1248 6.9 -0.080 9300 БгСгЕи
192913 262 1.4 -0.029 10600 Б1+
193756 226 1.2 -0.022 9000: БгСгЕи
196178 735 4.0 -0.027 13600 Б1
196502 0 0.0 -0.032 8700 БгСгЕи
200177 691 3.8 -0.051 10100 БгСгЕи
200311 1053 5.8 -0.041 13500 Б1
201601 397 2.2 -0.014 7600 БгСгЕи
202627 0 0.0 -0.001 9600 Ар
203006 192 1.1 -0.038 10200 БгСгЕи
203932 100 0.5 0.002 7300 БгСгЕи
205087 146 0.8 -0.039 10800 Б1+
206742 58 0.3 0.000 9700 Б1
207840 770 4.2 -0.002 12000 Б1
208095 4431: 24: -0.011 11000: Б1+
209308 0 0.0 -0.031 13000: Б1
209339 0 0.0 -0.007 29500 Не-г
209515 66 0.4 -0.003 9700 БгСгЕи
209664 497 2.7 -0.020 13000: Б1
212454 0 0.0 0.000 14400 Не^
213871 0 0.0 -0.020 13000 Б1
213918 1370 7.5 -0.037 15900 Б1
215441 17351 95.4 -0.052 15900 Б1
216533 462 2.5 -0.035 8500 БгСгЕи
217522 270 1.5 -0.023 11000 Б1+
217833 2952 16.2 -0.018 15500 Не^
218495 326 1.8 -0.020 9000: БгСгЕи
219749 588 3.2 -0.011 11000 Б1
220825 21 0.1 -0.027 9700 Б1+
Звезда <Ве>, 0 Вя, кО го Те, К Тип
221006 608 3.3 -0.017 13100 Б1
221394 830 4.6 -0.020 9300 БгСгЕи
221568 495 2.6 -0.039 10600 БгСгЕи
221760 0 0.0 -0.013 8700 БгСгЕи
223385 8 0.0 0.006 9600 БгСгЕи
224166 0 0.0 -0.015 12300 Б1
224801 936 5.1 -0.028 11800 Б1+
224926 0 0.0 0.000 13400 Не^
В первую очередь мы нашли связь между <Бе> и Бб. Зависимость между этими величинами показана на рис.4 . Линия регрессии имеет следующий вид
Бз = (5.6 ± 0.6)(< Бе > -(0.16 ± 0.12)). (4)
Из этой формулы видно, что прямая проходит практически через 0 с угловым коэффициентом 5.6, который равен 9а. Разброс точек значительный, средняя ошибка Бб, вычисленного по этой формуле, может достигать 30%. Однако в статистических исследованиях использование <Ве> оказывается достаточно эффективным. Иногда используют максимальные величины Ве, которые наблюдаются у звезд при вращении. Зависимость максимальных значений Ве(макс) от Вз оказывается очень близкой к вышеприведенной. Угловой коэффициент для нее равен (4.8 ± 0.5). Но звезд с известными Ве(макс) мало, поэтому были использованы только < Б е>.
Звезды 518гСгБи- и БгСгБи-типа. Для
большей достоверности получаемой зависимости Z0-(Бб) мы решили объединить эти два типа звезд. Все они находятся в достаточно узком диапазоне температур (7000 — 12000 К) и их количество достигает 110. Так же, как и раньше, мы усреднили величины Z0 и Бб методом скользящего среднего по 5-ти значениям. Полученная зависимость представлена на рис.5а. Как и ожидалось, зависимость Z0-(Бб) доходит практически до нулевой величины Бб. Хорошо заметно, что зависимость представляет собой плавную кривую. Теоретическая кривая проведена методом наименьших квадратов в виде (2) при коэффициентах f = 0.056 и д= 0.3. Снова представляет собой проблему ход зависимости вблизи нуля. Если мысленно провести среднюю кривую до оси ординат, то она пересечет ее при значении Z0 = -0.015. Это происходит либо потому, что в данном диапазоне химические аномалии резко
увеличиваются с ростом магнитного поля, либо сказывается влияние упомянутого выше эффекта селекции. Поэтому звезды со слабыми аномалиями при малых магнитных полях оказываются в дефиците и преобладают звезды с сильными аномалиями. Это означает, что реально может существовать много звезд с магнитным полем Ве~100G и с химическими аномалиями меньше предела обнаружения.
На рис.5Ь приведена такая же зависимость, но вместо Z0 взята непосредственно интенсивность
Да полосы А5200 А. Точек значительно меньше, но ход зависимости подобен предыдущему.
Это еще раз подтверждает, что зависимость Z0-(Бб) можно использовать для отбора кандидатов с малыми химическими аномалиями и малыми полями в диапазоне Бб = 0 — 500 G. Дополнительными высокоточными зеемановскими измерениями можно уточнить величины слабых эффективных полей Ве < 100 G.
Звезды типа Б1. Количество кремниевых СР-звезд значительно меньше, чем БгСгЕи-звезд, но форма зависимости на рис. 5с, по-видимому, такая же, как на рис.3Ь. Самая малая величина Z0 примерно равна -0.01 и зависимость тоже не доходит до нуля вследствие эффекта селекции.
Звезды с гелиевыми аномалиями. Параметры Z0 в среднем меньше по сравнению с двумя предыдущими случаями вследствие слабости спектральных линий, но можно полагать, что форма зависимости такая же (рис^), как во всех предыдущих случаях.
Параметр Z0 при Бб = 0 тоже не доходит до нуля.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
1. Из рассмотрения представленного материала видно, что зависимость аномальности химсостава от величины магнитного поля не имеет формы прямой линии до Бб = 5 kG, как предполагали Крамер и Медер [10]. У звезд всех типов пекулярности изучаемая зависимость в первом приближении имеет экспоненциальную форму (2). До Бб & 3 — 4 kG она относительно крутая, затем плавно переходит в более пологую.
2. В области малых величин магнитного поля рассматриваемая зависимость, по-видимому, искажена недостатком звезд с малым Z0 из-за эффектов селекции. Поскольку нормальные звезды не имеют ни магнитного поля, ни химических аномалий, то рассматриваемая зависимость должна проходить при Бб = 0 через Z0 = 0, а не через Z0 ~ -0.010 + -0.015, как это видно на рисунках. Эффект селекции заключается в том, что звезду при классификации относили к СР-звездам по
величине химических аномалий, которые выявлялись по оценке интенсивностей характерных спектральных линий, если интенсивности были больше некоторой определенной величины. Обычно это делалось на глаз по спектрам с низкой дисперсией. Величина Z0=-0.015 соответствует увеличению среднего содержания характерных химических элементов примерно в 4 раза. Следовательно, в каталогах СР-звезд наблюдается избыток объектов с сильными аномалиями и недостаток со слабыми аномалиями. При данном поле степень аномалий варьируется в больших пределах вследствие рассмотренных выше причин.
Если предположить, что эффект селекции не играет большой роли, то придется допустить, что имеется много СР-звезд без магнитного поля и что кроме магнитного поля есть еще некоторый источник стабилизации атмосфер магнитных звезд, при которой возможен процесс диффузии. У звезд с очень слабым полем его влияние минимально, а наличие сильных химических аномалий говорит о том, что микротурбуленция у них достаточно слабая и без влияния магнитного поля. Например, наши исследования химсостава СР-звезд со слабыми магнитными полями (см. Введение) показали, что несмотря на слабость поля микротурбулентные скорости у них близки к нулевым значениям. Следовательно, у СР-звезд на диффузию химических элементов влияют два фактора — присущая им слабость микротурбуленции и величина магнитного поля, которое дополнительно способствует ослаблению микротурбуленции и увеличению светового давления.
3. Полученные зависимости Z0-(Бб) можно использовать для отбора объектов с малыми химическими аномалиями и малыми полями (это касается величин Z0 в области 0.00 — 0.025) и дает дополнительную возможность предварительного отбора слабо намагниченных звезд. Дополнительными зе-емановскими измерениями можно уточнить величину эффективного поля. Полученные выше результаты позволяют предположить, что существует большое количество звезд с относительно большими, до Бб ^500 - 1000 G, полями, которые не отнесены к классу СР-звезд вследствие относительно слабой, ниже порога обнаружения, химической аномальности, и по существующей классификации они являются нормальными.
4. Рассмотренные зависимости несомненно указывают на явную связь между магнитным полем и химическими аномалиями. Однако встречаются примеры сильного отклонения от средних зависимостей. При построении рис.2 мы не нанесли данные для двух звезд: HD40312 и HD183806 с очень большими ДХ, чтобы не нарушать общий ход зависимости. У них ДХ = 1.54 и 1.44 соответственно вследствие очень большого избытка Сг.
Аномально высокое содержание отдельных химических элементов представляет собой проблему.
5. Сильное рассеяние точек на исследуемых зависимостях серьезно затрудняет выявление взаимосвязи разных характеристик магнитных СР-звезд. Полученные зависимости поэтому следует рассматривать как предварительные, которые необходимо уточнять по мере накопления новых данных.
6. В будущем мы собираемся обратить внимание на то, что необходимо уточнить, от каких именно химических элементов сильнее всего зависит параметр Z0, т.е. интенсивность депрессии A5200A у звезд разных типов пекулярности. Особенно это интересно потому, что у звезд с аномальными линиями гелия депрессии нет, а параметр Z0 оказывается чувствительным к магнитному полю (рис^).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Ю. В. Глаголевский, Astronom. Zh. 71,858(1994).
2. Ю. В. Глаголевский, Астрофиз. исслед.(Изв. САО)
27, 34(1989).
3. Ю. В. Глаголевский, Г. А. Чунтонов, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв. 45, 105(1998).
4. Ю. В. Глаголевский, Т. А. Рябчикова, Г. А. Чунтонов, Письма в астрономический журнал 31, 363 (2005).
5. Ю. В. Глаголевский, И. Х. Илиев, И. Статева, Г. А. Чунтонов, Астрофизика 49, 585 (2006).
6. Ю. В. Глаголевский, В. В. Леушин, Г. А. Чунтонов, Астрон. журн. (2007) (в печати).
7. Yu. V. Glagolevskij and F. G. Kopylova, in Hot CP and magnetic stars, Ed. by G.Scholz (Potsdam-Babelsberg, 1990) p.82.
8. H. M. Maitzen and A. E. Moffat, Astronom. and Astrophys. 16, 385(1972).
9. N. Cramer and A. Maeder, Astronom. and Astrophys. 78, 305(1979).
10. N. Cramer and A. Maeder, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 41, 111 (1980).
11. D. M. Peterson, Astrophys.J. 161,685(1970).
12. S. J. Adelman and P. R. Walker, Astrophys. J. 207, 159(1976).
13. R. B. Phylips, J. D. Fix and J. S. Neff, Astrophys. J. Lett. 202, L145 (1975).
14. H. M. Maitzen and M. Muthsam, Astronom. and Astrophys. 83, 334 (198G).
15. S. Khan, O. Kochukhov and D. Shulyak, in The A-Stars Puzzle. Proc. IAU Symp. No224 (Cambridge Univ.Press, 2GG4), p.29.
16. V. Straizhis and G. Kuriliene, Astrophys. and Space Sci. 80, 353(1981).
17. Т. А. Рябчикова, Письма в астрон. журн. 31, 437 (2GG5).
18. В. С. Лебедев, Астрофиз. исслед. (Извю САО) 21, 3G (1986).
19. H. M. Maitzen, R. Pressberger and E. Pauntzen, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 128, 573 (1998).
2G. H. M. Maitzen and M. Vogt, Astronom. and Astrophys. 123,48(1983).
21. Ю. В. Глаголевский, И. И. Романюк, Н. М. Чуна-кова, В. Г. Штоль, Астрофиз. исслед. (Изв. САО) 23, 37 (1986).
22. Ю. В. Глаголевский, Г. А. Чунтонов, Астрофизика 45, 499 (2GG2).
23. Ю. В. Глаголевский, Г. П. Топильская, Астрофиз. исслед. (Изв. САО) 25, 13 (1987).
24. I. I. Romanyuk, in Magnetic fields of chemically peculiar and related stars, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Moscow, 2GGG), p.2G.
25. G. Preston, Astrophys.J. 164,309(1971).
26. F. Rufener, in Catalogue of Stars measured in the Geneva Observatory Photometric system (Obs. de Geneve, 1988).
27. D. N. Brown, J. D. Landstreet and I. Thompson, in Upper Main Sequence Chemically Peculiar Stars (Universite de Liege, 1981), p. 195.
28. V. D. Bychkow, L. V. Bychkowa, J. Madej, Astronom. and Astrophys. 407, 63і (2003).
MAGNETIC-FIELD DEPENDENCE OF CHEMICAL ANOMALIES IN CP STARS
Yu. V. Glagolevskij
The dependence of the degree of anomaly of parameter Z of Geneva photometry (Z0 = ZCp—Znorm.) on the average surface magnetic field Bs is analyzed. The Z0 value is proportional to the degree of anomaly of chemical composition. It was found that Bs ^ 0 corresponds Z0 ^ —0.010 ^—0.015, i.e., part of CP stars are virtually devoid of magnetic field, but exhibit chemical anomalies. This effect may be due to selection whereby only objects with strong chemical anomalies are classified as CP stars, thereby producing a deficit of stars with relatively weak anomalies. Moreover, CP stars have other sources of stabilization of their atmospheres besides the magnetic field, e.g., slow rotation. Formulas relating Z0 to Bs are derived.
