CC BY
68
УДК 524.35-13:520.872
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. I. ПЕРВЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
© 2012 Ю. Ю. Балега*, В. В. Дьяченко,
А. Ф. Максимов, Е. В. Малоголовец, Д. А. Растегаев,
И. И. Романюк
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 25 июля 2011 г.; принята в печать 21 ноября 2011 г.
Представлены результаты спекл-интерферометрии выборки 117 химически пекулярных звезд, обладающих глобальными магнитными полями. Наблюдения проведены в декабре 2009 года на телескопе БТА с пространственным разрешением около 20 миллисекунд дуги в визуальной области спектра. На отдельные компоненты разделено 29 звезд, 14 из которых разрешены впервые (НО 965, НО 5797, НО8855, НО 10783, НО 16605, НО21699, Н035502, НО51418, НО64486, НО79158, НО 103498, НО 108651, НО213918, НО293764). В 12-ти случаях спутник оказался на 2—4 звездных величины слабее Главного компонента — магнитной звезды. Исключение составляют молодые горячие Вр-звезды НО35502 и НО213918, спутники которых слабее примерно на 1 звездную величину. Во всех случаях расстояние от звезды до спутника в момент наблюдений в картинной плоскости превышает 109 км. У 88-ми магнитных СР-звезд в наших наблюдениях вторичных компонент обнаружено не было. Таким образом, доля спекл-интерферометрических двойных в нашей выборке составляет 25%.
Ключевые слова: звёзды: магнитные—звёзды: двойные—методы: наблюдательные: спекл-интерферометрия
1. ВВЕДЕНИЕ
Химически пекулярные звезды (CP-звезды) составляют примерно 15% А и В звезд Главной последовательности. Они выделяются по аномальному усилению или ослаблению линий некоторых химических элементов в спектрах.
У значительной части CP-звезд обнаружены крупномасштабные магнитные поля. В атмосферах звезд, обладающих глобальным полем, наблюдается аномальное содержание гелия, кремния, хрома, стронция и редкоземельных элементов (так называемые Ар и Вр-звезды). Как правило, эти звезды вращаются медленнее своих нормальных аналогов. В каталоге Ренсона [1] насчитывается около 4000 потенциально магнитных звезд. Измерения магнитных полей с помощью зеемановских анализаторов выполнены только для 800 звезд этого списка и у половины из них обнаружены поля. У звезд с усиленными линиями металлов (Am-звезды), у Hg-Mn-звезд и у звезд с ослабленными линиями металлов (типа Л Boo) магнитные поля не найдены. Таких объектов в каталоге [1 ] также около 4000.
E-mail: balega@sao.ru
Особое значение для понимания природы СР-звезд имеет вопрос их двойственности (см. обзор [2]). В двойных системах могут встречаться все виды химически пекулярных звезд, причем Ат и ^-Мп-звезды встречаются главным образом в короткопериодических парах (Р < 10 суток), и процент двойных среди них близок к нормальному [3]. Магнитные Ар и Вр-звезды являются медленными ротаторами, и принято считать, что доля двойных среди них в 2—3 раза ниже, чем у обычных звезд. Первыми об этом сообщили Абт и Сноуден [4], которые изучали выборку из 62 северных СР-звезд с целью поиска спектрально-двойных. Найдено, что только 20% магнитных СР-звезд входят в двойные системы. Авторами сделан вывод, что сильное магнитное поле на ранних стадиях эволюции препятствует образованию двойных с расстоянием между компонентами 106—109 км. Этот результат можно объяснить и по-другому: в быстровращающихся синхронизированных тесных двойных системах крупномасштабные магнитные поля не могут сформироваться. Многочисленные наблюдения подтвердили правильность выводов Абта и Сноудена о медленном вращении магнитных
звезд и меньшей частоте их встречаемости в двойных системах [4].
Жербальди и др. [5] проанализировали частоту двойственности для большой выборки трех групп СР-звезд: ^-Мп-звезд, Si-звезд и самых холодных Ар-Вр-звезд. Оказалось, что доля кратных систем среди ^-Мп-звезд и холодных Ар-Вр близка к таковой для нормальных звезд, а среди Si-звезд незначительно ниже. Карриер и др. [6] по наблюдениям на CORAVEL и ELoDIE определили новые орбиты для дюжины двухлинейчатых спектрально-двойных ^В2) с пекулярными компонентами. Основной вывод их работы: по своим орбитальным параметрам Ар-звезды статистически не отличаются от нормальных звезд, не считая полного отсутствия периодов короче 3 дней. Пекулярной звездой всегда является главный компонент, а в нескольких случаях — оба. Однако в своей работе авторы не делали различий между магнитными и немагнитыми пекулярными звездами. Между тем, более внимательный анализ приведенных в работе [6] данных показывает, что имеются значимые различия в параметрах орбит семи Ар-звезд, у которых поле найдено, и девяти Ар и Ат-звезд без признаков поля. Орбитальные периоды магнитных звезд заключены в пределах от 273 до 2420 суток, эксцентриситеты от 0.2 до
0.8, полуоси орбит от 35 до 280 млн. км. А для
9 немагнитных звезд эти параметры совершенно другие: периоды орбит не превышают 70 суток, для 4-х звезд приняты круговые орбиты, а полуоси орбит не превышают 27 млн. км. Единственным исключением является НО 98088 — тесная синхронная пара, в которой орбитальный период совпадает с периодом вращения магнитного компонента (Р = 5.9 суток, большая полуось 6 млн. км). Из этой скромной по статистике работы вытекает, что магнитные звезды встречаются преимущественно среди широких пар, когда звезды практически не влияют друг на друга.
В базе данных о магнитных СР-звездах [7], содержащей сведения о 355 объектах, насчитывается около 70 визуально и спектрально-двойных систем (^20%). Отметим, что количество двойных может быть занижено из-за эффектов селекции: спектрально-двойные системы типа SB1 с периодами в десятки лет обнаруживаются с трудом из-за малой амплитуды изменений лучевой скорости. Стоит также упомянуть, что среди СР-звезд редко встречаются короткопериодические затменные. В обзоре Романюка [2] приведены сведения об 11 таких системах. Их орбитальные периоды находятся в пределах от 0.7 до 15 суток. Два объекта из списка — это Ат-звезды, один принадлежит к подклассу ^-Мп, а остальные восемь — холодные Ар-звезды, у которых магнитное поле ранее не измерялось. В одиночных звездах такого типа оно
присутствует с большой степенью вероятности. До настоящего времени ни у одной затменно-двойной СР-звезды магнитное поле не найдено.
Развитие методов астрономических наблюдений позволяет получать новые данные о кратности магнитных звезд. Спекл-интерферометрия на больших телескопах дает возможность обнаруживать и фотометрировать новые близкие пары, а современные спектрометры обеспечивают измерения лучевых скоростей с точностями, необходимыми для изучения орбитального движения двойных с периодами десятки и сотни лет. Таким образом, открыта новая наблюдательная ниша в исследовании кратности магнитных СР-звезд. Обнаружение двойных магнитных СР-звезд с расстоянием между компонентами 1010—1011 км, условно отделяющим магнитные звезды от немагнитных, может иметь фундаментальное значение как для понимания физики процесса возникновения и эволюции звездных магнитных полей, так и для происхождения двойных и кратных звезд.
Целью работы является улучшение сравнительно бедной статистики по кратности магнитных СР-звезд с использованием спекл-интерферометрии на 6 м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН. На удалении до 200пк метод позволяет наблюдать близкие спутники магнитных звезд в диапазоне расстояний от 0.02 до 2 угловых секунд, что для Ар-Вр-звезд соответствует диапазону орбитальных периодов от 10 до сотен лет. Ниже представлены результаты первых наблюдений, полученных в 2009 году.
2. ВЫБОРКА И НАБЛЮДЕНИЯ
Выборка объектов для наблюдений была составлена на основе каталога магнитных звезд [7]. Он содержит список 355 химически пекулярных объектов с обнаруженным глобальным магнитным полем. Дополнительно Лабораторией исследований звездного магнетизма предоставлены сведения о 17 новых магнитных звездах, открытых на 6 м телескопе после публикации каталога. Таким образом, общее число звезд выборки составило 372 объекта. Для большинства звезд списка (322 объекта) известна только величина продольной компоненты поля Ве. Для других 50 звезд измерено также поверхностное поле по расщеплению зеемановских компонент. Подавляющая часть объектов списка ярче 10—11 звездной величины. Объекты равномерно распределены на небесной сфере, хотя относительно небольшое (порядка 20%) число из них входит в рассеянные скопления разного возраста. Отметим, например, ассоциацию молодых звезд в Орионе (Орион ОВ1), в составе которой имеется 15 магнитных В-звезд. Наблюдениям на телескопе
БТА доступны только 273 объекта нашей выборки со склонением ô > —30°.
Первые спекл-интерферометрические наблюдения магнитных CP-звезд выполнены на БТА в декабре 2009 года. Они проводились с использованием спекл-интерферометра, разработанного в Специальной астрофизической обсерватории РАН [8]. В качестве приемника использовалась камера PhotonMAX-5l2 на базе матрицы CCD97 с внутренним умножением заряда (EMCCD) производства компании Princeton Instruments форматом 512 х 512 элементов. Предельная звездная величина, доступная наблюдениям с данным спекл-интерферометром составляет 15 зв. вел. при качестве изображений 1—2 угл. сек. В наблюдениях использовались интерференционные фильтры с центральными длинами волн 550 и 800 нм. Такой выбор фильтров объясняется большей вероятностью обнаружения слабых спутников в динновол-новой части видимого спектра, где разница блеска между компонентами должна быть меньше.
Для согласования размера спекла в первичном фокусе с размером элемента разрешения приемника (16 микрон) использовался микрообъектив с 16-кратным увеличением, который обеспечивает масштаб изображения 0.00878 ± 0.00005 угл. сек/элемент и
0.00888 ± 0.00005 угл. сек/элемент для фильтров 550 и 800 нм соответственно. Для абсолютной привязки астрометрических измерений использовались результаты наблюдений ярких одиночных звезд сквозь непрозрачную маску с парой круглых отверстий, установленную в сходящемся пучке первичного фокуса телескопа. Для коррекции атмосферной дисперсии в спекл-камере предусмотрен компенсатор на основе двух призм прямого зрения Рисли. Для каждого объекта накапливалась серия спекл-изображений из 2000 кадров со временем экспозиции одного кадра от 5 до 20 мс в зависимости от условий наблюдений. Медианные величины качества изображения, которые оценивались по полной ширине на половине максимума среднего по серии мгновенных изображений объекта, составили 0'. 8—1/./5. Позиционные параметры и разности блеска между компонентами измерялись по усредненным по ансамблям спекл-изображений спектрам мощности с использованием алгоритмов, описанных в работах [9, 10]. Для реконструкции изображений двойных звезд по сериям спекл-кадров использовался метод биспек-трального анализа [11].
В данной работе приводятся сведения о наблюдениях 117 звезд списка. Все звезды, кроме BD +46°570 и HD 200177, наблюдались в двух фильтрах — 550/20 и 800/100 нм.
Результаты наших измерений разделенных на компоненты 27 двойных систем собраны в Табл. 1. Звезды в ней расположены в порядке возрастания номеров по каталогу HD.
Колонки в таблице содержат: номер звезды по каталогу HD, номер по каталогу HIPPARCOS, WDS-обозначение (координаты 2000.0), эпоху наблюдений, позиционный угол спутника в и его ошибку oq, расстояние между компонентами р и ошибку этой величины ор в угловых миллисекундах (mas), разность блеска компонент Дт и ошибку этой величины одт, используемый спектральный диапазон Л.
Аналогичные данные для двух тройных систем представлены в Табл. 2.
В Табл. 3 приведены 88 неразрешенных звезд. Это может означать следующее: (а) звезда является одиночной, (б) расстояние между компонентами в момент наблюдений меньше 20 mas или больше 2", (в) спутник слабее главной звезды более чем на 4—5 звездных величин, (г) любая комбинация перечисленных причин.
На Рисунке приведены восстановленные изображения четырех впервые разделенных двойных систем. Полоса и ореолы вокруг главных компонентов являются артефактами восстановления.
3. КОММЕНТАРИЙ К РАЗДЕЛЕННЫМ СИСТЕМАМ
Физические параметры 14 впервые разрешенных магнитных звезд HD965, HD5797, HD8855, HD 10783, HD 16605, HD 21699, HD 35502, HD 51418, HD 64486, HD 79158, HD 103498, HD 108651, HD213918, HD293764 и их спектральная классификация указаны ниже.
Общие параметры: визуальная звездная величина (V), спектральный класс (Sp), тип пекулярно-сти (pee), эффективная температура (Te), проекция скорости вращения на луч зрения (v sin i), период вращения (P) и некоторые другие характеристики каждой звезды взяты из базы данных, описанной в диссертации Романюка [12], если не указано иное. Наиболее важные для целей настоящей статьи параметры звезд рассмотрены подробно.
3.1. HD 965=BD -0°21=HIP 1127
Впервые на эту звезду обратили внимание Матис и др. [13], они нашли расщепление линий на зеемановские компоненты в спектрах, полученных без зеемановского анализатора. Средний модуль магнитного поля Bs на протяжении двух лет наблюдений практически не изменился и оказался равным примерно 4.4 кГс. Авторы [13] пришли к
НО 5797 НО 8855
* ♦
♦
р = 0.142" р = 0.073"
НО 16605 НО 293764
*• #
/ - т ■
/9 = 0.190" р = 0.758"
Рис. Восстановленные изображения четырех впервые разделенных систем. На всех изображениях для каждой новой пары приводятся угловые расстояния р в секундах дуги. Север сверху, восток слева. Изображения получены в Фильтре 800/100 нм.
заключению, что период вращения звезды должен превышать 2 года.
Основные параметры звезды: V = 8.624,
Бр = А8р, рве = ЯгСгЕи, эффективная температура Те = 7450 К, абсолютная звездная величина Ыу = +1.2, радиус К = 1.7К©. Параллакс п, измеренный спутником ГИППАРХ [14], равен 3.28 таБ. С учетом разных поправок найдены и расстояние до звезды г = 286 пк и расстояние до плоскости Галактики \г\ = 53 пк.
Судя по температуре, спектральному классу, химическому составу, наличию магнитного поля и некоторым другим признакам, НО 965 является типичным представителем подкласса так называемых гоАр-звезд, показывающих быстрые изменения блеска и спектра. Впервые такие вариации блеска обнаружены Куртцем [15] у группы самых холодных магнитных СР-звезд. В настоящее время они интерпретрируются как нерадиальные пульсации атмосферы в области полюсов магнитного ди-
поля. Однако высокоточная фотометрия показала отсутствие пульсаций у НО 965 [16].
Продольный компонент магнитного поля Ве впервые был измерен на БТА. Первые результаты систематических наблюдений опубликованы в работе Елькина и др. [17]. Дальнейшие магнитные наблюдения звезды на БТА показали, что она вращается очень медленно. Точный период осевого вращения не найден до настоящего времени, но, по всей видимости, он превышает 10 лет. Продольный компонент магнитного поля Ве меняется в пределах от —500 Гс до +600 Гс. Было найдено, что высокоточная фотометрия Куртца и др. [16] пришлась на фазу периода, когда НО 965 была повернута магнитным экватором к наблюдателю. Отсутствие пульсаций в такой фазе магнитного периода согласуется с теорией наклонного пульсатора, предсказывающей их появление только в областях магнитного полюса звезды.
Таблица 1. Результаты измерений двойных систем
НО N0. НІР N0. \УОБ обозначение/ координаты 2000.0 Эпоха 2009.0+ в 00 Р шаэ аР шаэ Дш та§ ^Дт А nm
НО 965 1127 00141-0002 .92453 198.1 1.8 200 7 3.70 0.15 550
НО 965 1127 00141-0002 .92454 198.4 1.2 194 5 3.35 0.06 800
НО 5797 4717 01006+6027 .92473 184.0 0.9 141 3 3.23 0.04 550
НО 5797 4717 01006+6027 .92472 184.3 1.2 142 3 2.85 0.05 800
НО 8855 6848 01281+4353 .92479 39.5 2.2 76 3 3.29 0.09 550
НО 8855 6848 01281+4353 .92480 39.1 1.7 73 3 2.13 0.07 800
НО 10783 8210 01457+0834 .92485 1.0 37 1 1.43 0.05 550
НО 10783 8210 01457+0834 .92485 0.6 37 1 0.96 0.05 800
НО 12447 02020+0246 БІТ 202АВ .92482 267.7 0.3 1811 9 2.90 0.20 550
НО 12447 02020+0246 БІТ 202АВ .92482 267.6 0.3 1812 9 1.92 0.05 800
НО 16605 02410+4252 .92512 298.0 1.1 189 4 3.13 0.10 550
НО 16605 02410+4252 .92512 297.7 1.0 190 4 2.78 0.05 800
НО 16728 12619 02422+4242 БТТ 44АВ .92226 56.3 0.3 1374 7 0.89 0.02 550
НО 16728 12619 02422+4242 БТТ 44АВ .92227 56.3 0.3 1372 7 0.74 0.02 800
НО 21699 16470 03321+4801 .92499 259.8 1.2 67 2 2.71 0.04 550
НО 21699 16470 03321+4801 .92498 259.5 1.6 68 2 2.17 0.05 800
НО 29009 21278 04339-0644 Ви 881 .92239 65.9 0.3 1268 7 4.11 0.04 550
НО 29009 21278 04339-0644 Ви 881 .92238 65.8 0.3 1270 7 3.40 0.03 800
НО 35456 25293 05247-0230 Ви 556 .92247 244.4 0.3 771 4 3.22 0.02 550
НО 35456 25293 05247-0230 Ви 556 .92248 244.4 0.3 771 4 2.81 0.02 800
НО 35502 25327 05250-0249 .92250 263.3 0.7 69 1 1.45 0.02 550
НО 35502 25327 05250-0249 .92249 263.5 0.7 68 1 1.21 0.02 800
НО 36313 05308-0022 А 852 .92251 292.6 0.4 158 1 1.40 0.02 550
НО 36313 05308-0022 А 852 .92252 292.6 0.4 157 2 1.20 0.01 800
НО 40312* 28380 05597+3713 БТТ 545АВ .92282 305.4 0.3 4032 21 800
НО 51418 33643 06593+4219 .92011 36.4 0.8 150 3 3.28 0.03 550
НО 51418 33643 06593+4219 .92012 36.4 1.0 151 3 2.60 0.04 800
НО 65339 39261 08017+6019 МС А 33 .92019 295.4 0.5 82 1 1.45 0.02 550
НО 65339 39261 08017+6019 МС А 33 .92020 295.3 0.4 83 1 1.13 0.02 800
НО 64486 39538 08048+7929 .92017 84.0 0.4 350 3 4.15 0.04 550
НО 64486 39538 08048+7929 .92018 83.9 0.3 350 2 3.43 0.02 800
НО 78316 44798 09077+1040 СНИ 257 .92028 112.2 0.5 222 2 3.42 0.03 550
НО 78316 44798 09077+1040 СНИ 257 .92029 112.2 0.4 223 2 3.11 0.04 800
Таблица 1. Результаты измерений двойных систем (продолжение)
HD No. HIP No. WDS обозначение/ координаты 2000.0 Эпоха 2009.0+ в deg 0‘S deg P mas aP mas Дт mag mag A nm
HD 79158 45290 09138+4313 .92032 188.2 1.2 83 2 3.21 0.06 550
HD 79158 45290 09138+4313 .92033 187.6 1.3 82 2 2.61 0.04 800
HD 103498 58117 11552+4628 .92303 333.9 0.3 138 1 2.06 0.01 550
HD 103498 58117 11552+4628 .92304 333.8 0.4 138 1 1.81 0.02 800
HD 108651 60891 12287+2554 .92563 174.5 0.3 1451 7 4.66 0.03 800
HD 196178 101475 20339+4642 HDS 2940 Aa,Ab .92190 45.6 0.3 279 2 3.52 0.03 550
HD 196178 101475 20339+4642 HDS 2940 Aa,Ab .92189 45.7 0.4 279 2 2.85 0.02 800
HD 200177* 103658 21001+4841 STT425 CD .92442 132.1 0.3 4291 22 800
HD 210432 22086+5917 STF2872 BC .92176 118.5 0.3 820 4 0.36 0.03 550
HD 210432 22086+5917 STF2872 BC .92177 118.4 0.3 820 4 0.29 0.02 800
HD213918* 111400 22341+3920 .92451 8.0 6.4 16 2 0.46 0.20 550
HD 217833 113797 23027+5514 HDS 3280 Aa,Ab .92178 136.7 0.3 623 4 3.89 0.04 550
HD 217833 113797 23027+5514 HDS 3280 Aa,Ab .92179 136.9 0.3 623 4 3.21 0.03 800
HD 258686 31038 06308+1004 J 690 .92539 359.0 0.3 1710 9 1.77 0.03 550
HD 258686 31038 06308+1004 J 690 .92540 359.1 0.3 1707 9 1.34 0.02 800
HD 293764 23533 05036-0259 .92516 232.2 0.5 758 7 4.38 0.10 550
HD 293764 23533 05036-0259 .92517 232.2 0.4 758 6 3.48 0.04 800
* широкая пара. Разность блеска нельзя измерить из-за ограничений спекл-картинки кадровым окном приемника.
Так как период вращения до сих пор не определен, на БТА проводится магнитный мониторинг звезды (наблюдатели Д. О. Кудрявцев, Е. А. Се-менко) для определения момента максимума продольной компоненты, чтобы на это время можно было запланировать и провести высокоточные фотометрические и спектральные наблюдения с целью поиска малоамплитудных вариаций блеска и спектра. В зависимости от того, будут найдены пульсации или нет, теория магнитного пульсатора пройдет (или не пройдет) наблюдательный тест.
Два наших измерения в разных цветах показали наличие спутника на удалении 0.2 (что соответствует расстоянию между компонентами в проекции на картинную плоскость 8.6 х 109 км. Спутник слабее на 3.7 величины, т.е. имеет абсолютную величину Му = +4.9, почти такую же, как и Солнце. Орбитальный период системы, оцененный по методу динамических параллаксов [18], Рогь = 580 лет.
В литературе никаких сведений о двойственности ИЭ 965 не имеется. Открытие спутника име-
ет важное значение. В дальнейшем будет необходимо найти его физические параметры и параметры орбиты. Обнаружение двойственности позволяет поставить и исследовать такой вопрос — не являются ли пульсации у магнитных звезд, лежащих вблизи полосы нестабильности ГП, результатом приливного действия спутника, а не магнитного поля. Требуется изучить и альтернативу — наличие спутника все стабилизирует.
3.2. HD 5797=BD +59° 163 =HIP 4717
Магнитное поле звезды впервые было обнаружено на БТА [19].
Ее параметры: V = 8.450, Sp = A0p,
pec = SrCrEu, Te = 8900 K, n = 2.05 mas. Абсолютная звездная величину Mv примерно равна +1.
Семенко и др. [20] изучили физические параметры и химический состав звезды. Были найдены: эффективная температура Te = 8900 K, сверхобилие железа (+1.5 dex) и хрома (+3 dex). Измерения
продольной компоненты поля показали, что Be меняется синусоидально от —100 до +1000 Гс с периодом P = 69 суток Найдено, что HD 5797 имеет возраст около 500 млн. лет, следовательно, завершает свой процесс эволюции на Главной последовательности.
Спутник слабее на 3.3 величины обнаружен нами на рассточнии 0/14 от главной звезды, что соответствует расстоянию между компонентами 10 х х 109 км в картинной плоскости. Спутник может иметь абсолютную звездную величину Mv в пределах от +4.0 до +4.5, что соответствует либо позднему F, либо раннему G-карлику. Орбитальный период системы оценен методом динамических параллаксов [18]: Porb = 280 лет.
3.3. HD 8855=BD +43°301 =HIP 6848
Магнитное поле открыли Глаголевский и др.[21] на БТА. Новые измерения подтвердили наличие поля [19]. Найдено, что продольный компонент Be меняется от —600 до +200 Гс. Измерения, проведенные в женевской фотометрической системе, указывают на большую степень аномальности континуума. Период вращения не найден. Сведений о возрасте и двойственности в литературе не имеется.
Основные параметры: V = 8.241, Sp = A1p, pec = SiCr, Te = 12550 K, абсолютная звездная величина Mv = —0.4, радиус R = 2.3R©, v sin i = 25 км/с. Расстояние до звезды r = 475 пк и ее высота над плоскостью Галактики \z\ = 107 пк.
Наше двухцветное измерение показало наличие на расстоянии 0.075 спутника, значительно более красного, чем первичный компонент. Расстояние между компонентами в картинной плоскости составляет 5 х 109 км, визуальная абсолютная величина спутника +2.9, что указывает на F-звезду. Используя метод динамических параллаксов [18], оцениваем орбитальный период Porb = 140 лет.
3.4. HD 10783=BD+07°275=HIP8210
Яркая звезда, V = 6.542, Sp = A2p,
pec = SiSrCr, Te = 10000 K, абсолютная величина Mv = +0.2, радиус R = 3.6R©. С учетом данных ГИППАРХа и поправок к ним: п = 5.37 mas, расстояние r = 179 пк, расстояние объекта до плоскости Галактики \z\ =20пк. Кочухов и Ба-ньюло [22] нашли дополнительно светимость log(L/L©) = 1.98, массу M = 2.79M©, хронологический возраст log t = 8.51 и эволюционный возраст т = 0.76. Это значит, что звезда подходит к концу своей жизни на Главной последовательности. Проекция скорости осевого вращения v sin i = 20 км/с, а период P = 4.13281 суток.
Магнитное поле ИЭ 10783 открыл Бэбкок в 1958 году [23]. Он нашел, что продольный компонент поля меняется в пределах от —1200 до +1800 Гс. В работе [24] найдено, что ИЭ 10783 — спектрально-двойная с большим периодом и одиночными линиями в спектре. Но позже в работе [25] проведено моделирование профилей спектральных линии ИЭ 10783 и продемонстрировано, что слабые изменения лучевых скоростей можно объяснить также и эффектом Зеемана (в поле на поверхности порядка 10кГс) и неравномерным распределением элементов. В литературе больше вопрос о двойственности этой звезды не обсуждался.
Спутник слабее на 1.4 величины в полосу V обнаружен на удалении 0/037. Это значит, что расстояние в проекции между компонентами в момент измерений имеет порядок 109 км, а абсолютная величина спутника +1.6. Вторичный компонент — это А-звезда позднего типа. Орбитальный период можно оценить по методу динамических параллаксов [18]: РогЬ = 9 лет.
3.5. HD 16605=BD +42°572=NGC 1039-37
Далекий объект, не включен в список объектов ГИППАРХ. Блеск V = 9.63, спектральный класс Sp = A1p, тип пекулярности pec = SiSrCr. В базе данных SIMBAD приведен неправильный спектральный класс F7V. Член скопления М34, возраст которого оценивается в 200—250 млн. лет. Это достаточно старое (для А-звезд) скопление. Спектроскопически определенное расстояние r = 520 пк. Эффективная температура звезды Te = 10350 K, v sin i = 13 км/с. Ее абсолютную величину Mv можно оценить как +0.5. Период вращения не определен, но, видимо, больше недели.
Магнитное поле у звезды было обнаружено в наблюдениях на БТА [19]. Продольный компонент меняется в пределах от —2400 Гс до —800 Гс. Сведений о двойственности и об измерениях лучевой скорости в литературе нет.
В представляемой работе найден спутник на расстоянии 0!.!190 на 3.1 звездной величины слабее главного компонента в визуальной области. В этом случае расстояние между компонентами в картинной плоскости составляет 15 х 109 км, абсолютная величина спутника Mv = +3.6 указывает на F-звезду. Орбитальный период по методу динамических параллаксов [18]: Porb = 680 лет.
3.6. HD21699 = HR 1063 =HIP 16470
Яркая химически пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия. V = 5.453, Sp = B8p, pec = He — wk. Член рассеянного скопления Mellot 20. Параметры: Te = 16400 K, абсолютная звездная величина Mv = —1.05, v sin i = 59 км/с, период осевого вращения P = 2.4761 сут. После
учета различных поправок найдено расстояние до звезды r = 172 пк, высота над плоскостью Галактики \z\ = 17пк. В работе [22] приведены также и следующие параметры звезды: светимость
log(L/L©) = 2.78, масса M = 4.48M©, хронологический возраст log t = 7.96, эволюционный — т = 0.74.
Таблица 2. Результаты измерений тройных систем
HD HIP Подсистема WDS обозначение/ Эпоха в 0‘S P aP Дт & A m A
No. No. координаты 2000.0 2009.0+ deg deg mas mas mag mag nm
15089* 11569 Аа—Ab 02291+6724 CHR 6Aa,Ab .92221 41.4 0.3 591 4 2.00 0.21 550
Аа-В STF 262 AB 230.8 0.3 2735 13 2.72 0.21 550
Ab-B 49.2 0.3 3319 16 0.72 0.05 550
Аа—Ab 02291+6724 CHR 6Aa,Ab .92221 41.2 0.6 592 6 2.60 0.14 800
Аа-В STF 262 AB 230.7 0.3 2734 13 2.40 0.14 800
Ab-B 49.0 0.3 3319 17 0.20 0.04 800
81009 45999 AB 09228-0950 A 1342 AB .92288 16.1 0.3 153 1 1.08 0.04 550
AB 09228-0950 A 1342 AB .92287 16.0 0.9 152 3 0.47 0.07 800
AC 09228-0950 RST 5568 AB-C 210.0 0.3 1894 11 4.50 0.06 800
ВС 209.0 0.3 2042 12 4.03 0.04 800
* Смотрите параграф 3.
Магнитное поле обнаружили Глаголевский и Чунакова [26]. Оно оказалось меньше 1 кГс. Подробная статья, посвященная изучению разных особенностей звезды, опубликована Глаголевским [27].
Принимая во внимание приведенные выше физические параметры, приходим к выводу, что это
старая звезда, которая провела уже около 3/4 времени своей эволюции на Главной последовательности.
Нами найден спутник на расстоянии 0/067 на
2.7 величины более слабый в визуальной области. Проекция расстояния между компонентами на картинную плоскость 1.7 х 109 км, а абсолютная величина вторичного компонента +1.7, что указывает на позднюю А-звезду. Орбитальный период, оцененный по методу динамических параллаксов [18]: Рогъ = 15 лет. Эта пара является хорошим кандидатом на определение динамической орбиты.
3.7. HD 35502=BD — 02o 1241 =HIP25327
Одна из многочисленных горячих звезд в рассеянных скоплениях в Орионе. В базе данных SIMBAD сообщается: “HD 35502 — звезда в двойной системе”.
Рассмотрим имеющиеся в литературе параметры подробнее. Блеск в визуальной области V = 7.350, Sp = B5p, pec = He — wk (SrCrSi). Входит в скопление Ori OB1a, возраст которого log t = 7.3 x 106 лет. Te = 16400 K, v sin = 58 км/с, R = 3.5R©., параллакс n = 2.45 mas.
Магнитное поле было обнаружено Борра [28]. Экстремальные значения продольной компоненты в его 6 измерениях составили —95 Гс и —2250 Гс. В дальнейшем звезда подробно изучалась Глаголевским и Чунтоновым [29]. Они нашли недипольную конфигурацию ее магнитного поля. По их данным кривая переменности продольной компоненты Be с фазой вращения имеет сложную форму в виде двойной волны. Период изменений — около
1.7 суток.
В статье Синахопулоса и др. [30] описываются 93 визуально двойные звезды, в которых главным компонентом является А-звезда. HD 35502 входит в этот список. Речь идет о широкой оптической паре. Второй компонент с визуальной величиной 9.2 находится на расстоянии 136" и в представляемой статье он не рассматривается.
В наших измерениях у главного компонента найден спутник на расстоянии 0/069 слабее на
1.5 звездной величины в визуальной области. Это означает, что в картинной плоскости расстояние между компонентами составляло 2.4 х 109 км. Абсолютную величину Главной компоненты можно оценить как —2, следовательно, абсолютная величина спутника составляет —0.5, что соответствует поздней В-звезде. Орбитальный период, оцененный по методу динамических параллаксов [18]: Porb = 35 лет.
3.8. HD51418=BD+42° 1629=HIP33643
Звезда с уникальным спектром, в котором преобладают линии тяжелых элементов, редко встречающиеся даже в CP-звездах: сильные линии гольмия и диспрозия. Линии других металлов, включая железо, значительно слабее. V = 6.624, Sp = A0p, pec = HoDy, п = 5.12 mas. Период вращения P = 5.4379 сут. Te = 9450 K. Абсолютную звездную величину Mv можно оценить как +0.5.
Магнитное поле найдено Джонсом и др. [31]. Продольный компонент Be меняется с указанным выше периодом от —200 Гс до +750 Гс. В ходе спекл-интерферометрии на 2.1 м телескопе Мак Дональд двойственность не обнаружена Мэйсон и др. [32] Звезда не была разделена на компоненты (предел разрешения 0/03).
10 лет спустя в нашей работе найден спутник на расстоянии 0.150 на 3.3 величины слабее главного компонента в визуальной области. При расстоянии до звезды r = 195 пк расстояние между компонентами в картинной плоскости 4.4 х 109 км. Абсолютная величина спутника около +3.5, что соответствует звезде класса F. Орбитальный период, оцененный по методу динамических параллаксов [18]: Porb = 90 лет.
3.9. HD 64486=HR 3082=HIP39538 AB
HD 64486 яркая и хорошо изучена спектрально. Ее блеск V = 5.398, Sp = A0p, pec = Si, Te = 10200 K, п = 4.85 mas. С учетом разных поправок вычислены: расстояние до звезды
r = 102 пк, ее высота над/под плоскостью Галактики \z\ = 5 пк.
В базе данных SIMBAD обозначена как звезда в двойной системе. В качестве компонента В
принят спутник 14 звездной величины (KUI 31), находящийся на расстоянии 6.7.
Кочухов и Баньюло [22] определили некоторые фундаментальные параметры: абсолют-
ную звездную величину Mv = 0.32, светимость log(L/L©) = 1.87, массу M = 2.65M©, хронологический возраст log t = 8.54, эволюционный возраст т = 0.70.
Магнитное поле открыл Ван-ден Хэйвел [33]. Продольный компонент меняется от —1300 до +600 Гс, период изменения не определен.
В представляемой работе найден спутник на расстоянии 0"35 на 4.1 величины слабее главной компоненты. Это означает, что в момент наблюдений расстояние между компонентами в картинной плоскости составляло 5.4 x 109 км, абсолютная величина спутника около +4.4, что соответствует звезде спектрального класса около G0. Методом динамических параллаксов [18] оценен орбитальный период системы: Porb = 120 лет.
3.10. HD79158 = HR3652 = HIP45290
Яркая, хорошо изученная магнитная звезда с аномальными линиями гелия. V = 5.276, Sp = B8p, pec = He — wk. Другие параметры: Te = 13000 K, v sin i = 29 км/с, период осевого вращения P = 3.835 сут., п = 5.69 mas. С учетом поправок найдены расстояние до звезды r = 162 пк и ее удаление от плоскости Галактики \z\ = 15 пк. Кочухов и Баньюло [22] определили параметры: Mv = —0.94, log(L/L©) = 2.59, массу M = 3.91M®, хронологический возраст log t = 8.16, эволюционный возраст т = 0.84.
Магнитное поле открыто Болендером и др. [34]. Продольный компонент меняется от —1200 до +900 Гс с указанным выше периодом. Сведений о двойственности в литературе не найдено.
В работе Смита и др. [35] была обнаружена дископодобная структура вокруг звезды. Этот диск сильно наклонен к оси вращения и простирается на расстояние более 10 радиусов звезды. Толщина диска порядка 1 радиуса. Звезда довольно старая в эволюционном смысле — прожила 84% своей жизни на ГП.
В нашей работе найден спутник на расстоянии 0' 083 на 3.2 величины слабее главного компонента в визуальной области. Зная расстояние до объекта, находим расстояние между компонентами 2 x 109 км, абсолютная величина спутника +2.3, что примерно соответствует спектральному классу F0. Орбитальный период оценен по методу динамических параллаксов [18]: Porb = 20 лет. Спекл-интерферометрия этой пары должна быть продолжена для определения видимого движения в ближайшие годы.
Таблица 3. Неразрешенные звезды Таблица 3. Неразрешенные звезды (продолжение)
Название Эпоха 2009.+ Название Эпоха 2009.+
HD 224801 .9219 HD42616 .9227
HD315 .9220 HD43819 .9253
HD 1048 .9246 HD45107 .9253
HD2453 .9220 HD 45583 .9226
HD 2957 .9246 HD 45530 .9226
HD 3473 .9248 HD47103 .9254
HD4478 .9248 HD 47756 .9226
HD4778 .9220 HD 49223 .9253
HD5601 .9246 HD49713 .9227
HD8441 .9221 HD 49606 .9227
HD 9996 .9221 HD 49976 .9254
HD11187 .9221 HD 50403 .9255
HD 11503 .9247 HD 52628 .9201
HD 11948 .9221 HD 59435 .9254
HD 12288 .9222 HD 62140 .9202
HD 14437 .9222 HD 66350 .9202
BD +46° 570 .9249 HD 71866 .9203
HD 16582 .9248 HD 72295 .9256
HD 18078 .9223 HD 72968 .9255
HD 18296 .9223 HD 74521 .9202
HD 19712 .9249 HD 77350 .9203
HD 19832 .9223 HD 90044 .9230
HD21590 .9249 HD 89822 .9230
HD 22316 .9250 HD 90569 .9230
HD 22920 .9249 HD 96707 .9231
HD24155 .9224 HD 108662 .9256
HD 25354 .9251 HD 108945 .9257
HD 25823 .9251 HD 110066 .9231
HD 27309 .9250 HD 111133 .9257
HD 27404 .9251 HD 112185 .9258
HD 28843 .9224 HD 112413 .9257
HD 29925 .9250 HD 115708 .9257
HD 32145 .9224 HD 183339 .9217
Название Эпоха 2009.+ Название Эпоха 2009.+
HD 34162 .9252 HD 184927 .9217
HD 34452 .9256 HD 192678 .9219
HD 35008 .9224 HD 196606 .9244
HD 35298 .9225 HD 196655 .9244
HD 36429 .9252 HD 200311 .9244
HD 38104 .9229 HD201174 .9244
HD 39658 .9229 HD 204815 .9245
HD40142 .9229 HD 205087 .9245
HD40711 .9253 HD216533 .9218
HD41403 .9252 HD 221394 .9219
HD 42659 .9225 HD 221936 .9218
3.11. HD103498=HR 4561=HIP 58117
Звезда известна как спектрально-двойная ADS8347 с орбитальным периодом 1.73 сут [36]. По базе данных VIZIER это четырехкратная система. Компонент А имеет блеск V = 6.7; компонент B на расстоянии 0/2 — V = 8.6; компонент C на расстоянии 3/./7 — V = 8.3; магнитная звезда — компонент D на расстоянии 63'!8, блеск V = 7.03.
Параметры магнитной CP-звезды следующие: Sp = Alp, pec = CrEuSr, v sin i = 25 км/с, Te = 9000 K, параллакс n = 3.18 mas. Отметим, что в каталоге HD все 4 объекта имеют один и тот же номер 103498. В каталоге Гиппарха HIP 58117 — это компонент D. HIP 58112 — это тройная система с компонентами ABC.
Очень слабое магнитное поле было найдено в САО фотографическим способом Глаголевским и др. [21]. Впоследствии оно было подтверждено при помощи ПЗС-наблюдений на БТА [19] и в наблюдениях на ESPADONS [37].
В представляемой работе мы нашли спутник на расстоянии 0'.' 138 на 2 величины более слабый в визуальной области. Абсолютную звездную величину главного компонента можно оценить как +0.5. Зная параллакс, расстояние между компонентами оцениваем в 6.5 x 109 км, а абсолютная величина спутника Mv = +2.5, что соответствует F-звезде раннего подкласса. Орбитальный период оценен методом динамических параллаксов [18]: Porb = 130 лет.
3.12. HD 108651=17 ComB=HIP 60891
Звезда имеет блеск V = 6.63 и находится в 145'' от более яркого объекта 17 ComA — известной магнитной звезды HD 108662. Другие параметры: Sp =A2p, Te = 7900 K. В каталог Романюка и Кудрявцева [7] звезда была помещена из-за того, что Бэбкок [23] обнаружил у нее магнитное поле. Но, по-видимому, Бэбкок ошибся. Скорее всего, HD 108651 является немагнитной Am-звездой. Для решения вопроса необходимо провести новые магнитные измерения.
Судя по базе данных VIZIER, имеется также компонент 17 ComC на расстоянии 1'.'8 от B. Его блеск V = 14.7. При параллаксе п = 12.66 mas, [14] абсолютную величину главной компоненты можно оценить как Mv = +1.0m.
Нами найден спутник на расстоянии 1'.'45, на
4.5 величины слабее в фильтре на 800 нм. Видимо, речь может идти о красном карлике. Расстояние между компонентами в картинной плоскости 13 x x 109 км. Орбитальный период может быть оценен около 1000 лет. Не исключено, что пара является оптической.
3.13. HD213918=BD +38°4801 = HIP 111400AB
Звезда принадлежит скоплению LacOB1 возрастом log t = 7.1. Магнитное поле обнаружено Брауном и др. [38], среднеквадратическая величина продольной компоненты (Be) = 1730 ± 200 Гс.
В каталоге Гиппарх она приведена как двойная система с главным компонентом А с визуальной величиной V = 8.7 и компонентом В 13-й величины (BU 707) на расстоянии 1"8. Параметры магнитной звезды: V = 8.710, Sp = B7p, pec = SiSr. эффективная температура высокая: Te = 15900 K, что указывает на абсолютную звездную величину около —1.5, радиус — около 3 солнечных. Довольно грубая спектроскопическая оценка указывает на расстояние до звезды порядка 700—800 пк.
В представляемых наблюдениях обнаружен спутник на расстоянии 0/./016 на 0.5 величины слабее в визуальной области. Это указывает на то, что вторичный компонент является звездой класса примерно А0 и находится на расстоянии порядка 2 х 109 км в картинной плоскости. Методом динамических параллаксов [18] был оценен орбитальный период: Рогь = 25 лет.
3.14. HD293764=BD —03°987 =HIP23533
Достаточно слабая для измерений поля звезда. V = 9.52, Sp = A2p, pec = SrCrEu. Она является членом рассеянного скопления молодых звезд OriOB1, возраст которого примерно равен 10 млн. лет. Параллакс п = 0.89 mas ненадежен, поэтому воспользуемся спектроскопической оценкой расстояния r = 470 пк.
Сильное магнитное поле обнаружили Ель-кин и др. [39], в дальнейшем детально изучили Кудрявцев и др. [19]. Продольный компонент меняется от +2600 Гс до +4200 Гс с периодом вращения звезды P = 2.9 сут. Эффективная температура Te = 9000 K, абсолютная величина — примерно +1.0.
В представляемой статье найден спутник на расстоянии 0"758 на 4.4 величины более слабый в визуальной области. Принимая во внимание нашу оценку расстояния, видим, что это далекий спутник, расстояние между компонентами в картинной плоскости составляет 55 х 109 км. Абсолютная величина спутника +5.5 — следовательно, это поздний G-карлик. Орбитальный период очень большой, оценка по методу динамических параллаксов [18] дает: Porb = 10200 лет.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы впервые нашли спутники у 14 магнитных химически пекулярных звезд. Во всех случаях магнитная звезда являлась главным компонентом, что подтверждает выводы предыдущих работ по двойственности магнитных звезд. 4 объекта из них принадлежат к типу пекулярности SrCrEu, 5 имеют аномалии Si и Si+, 3 являются звездами He-wk. Одна звезда имеет сильные аномалии гольмия и диспрозия и еще одна HD 108561, видимо, немагнитная, типа Am. Распределение объектов по типам пекулярности соответствует общему, за исключением недостатка звезд типа SrCrEu, к которым принадлежит большинство химически пекулярных звезд.
У 88-ми магнитных CP-звезд в наших наблюдениях вторичных компонент обнаружено не было. Таким образом, доля спекл-интерферометрических двойных звезд в нашей выборке составляет 25%. Это несколько превышает стандартные 20% — долю спектрально-двойных магнитных звезд, и существенно меньше обычно принимаемой частоты встречаемости двойных у немагнитных Am (60%) и ртутно-марганцевых звезд (40%).
Как правило, спутник оказывается на 2—4 величины слабее главной звезды, т.е. может быть отнесен к желтым или красным карликам. Это значит, что массы главных компонент примерно в 2—3 раза превышают массы их спутников. Исключение
составляют молодые горячие магнитные В-звезды ИЭ 35502 и ИЭ 213918, вторичные компоненты которых слабее примерно на 1 звездную величину.
Мы не находим зависимости между величиной разности блеска и эффективной температурой Те главной компоненты для выборки из 29 разделенных систем.
Средняя разность блеска (в звездных величинах) для СР-звезд разных типов пекулярности следующая: 1) 6 звезд с аномалиями SrCrEu —
3.07 ±0.45; 2) 7 звезд с аномалиями типа -----
1.98±0.43; 3) 4 Si-звезды — 3.39±0.55; 4) 6 Ие-№к звезд — 2.56 ± 0.42.
Видим, что в среднем разность блеска между главной компонентой и спутником составляет около 3-х величин для звезд всех типов пекулярности, кроме Si+, где эта разница равна 2 величинам. Однако малое количество анализируемых звезд не позволяет сделать статистически значимые выводы о надежности тех или иных различий.
Две звезды, ИЭ 15089 и ИЭ 81009, являются главными компонентами тройных систем.
Во всех случаях расстояние до спутника в момент наблюдений в картинной плоскости превышало 109 км. Это не противоречит выводам Абта и Сноудена (1973) о том, что магнитное поле препятствует образованию двойных с расстоянием между компонентами 106 — 109 км. На таком большом расстоянии влияние второй компоненты не сказывается на формировании магнитного поля главной звезды. По всей видимости, частота встречаемости спутников магнитных звезд на расстояниях более
109 км совпадает с таковой для нормальных А и В-звезд.
Утверждение, что достаточно близкий спутник препятствует образованию магнитных полей у СР-звезд нуждается в дополнительных доказательствах. Решение этого вопроса будет иметь фундаментальное значение в проблеме физики и эволюции звездных магнитных полей. Для уточнения процента двойственности магнитных звезд, а также определения параметров их орбит спекл-интерферометрический мониторинг звезд из каталога [7] на 6м телескопе БТА будут продолжены.
БЛАГОДАРНОСТИ
И. И. Романюк благодарит своих коллег по лаборатории исследований звездного магнетизма САО РАН Д. О. Кудрявцева и Е. А. Семенко за выполнение спектральных наблюдений и обработку данных. Д. А. Растегаев выражает благодарность Гранту Президента Российской Федерации для государственной поддержки молодых российских ученых — кандидатов наук(МК-1001.2012.2)
за частичную финансовую поддержку данной работы
Авторы благодарят Российский Фонд Фундаментальных исследований (гранты РФФИ 09-02-00002а и 10-02-01167-а). Работа выполнялась на телескопе БТА при поддержке Минобрнауки РФ по программе “Научные школы” (грант НШ-5473.2010.2), “Центры коллективного пользования РФ” (госконтракт 16.551.11.7028) и “Уникальные стенды и установки РФ” (госконтракт 16.518.11.7073).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. P. Renson and J. Manfroid, Astronom. and Astrophys. 498, 961 (2009).
2. 1.1. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 62, 62 (2007).
3. G. C. L. Aikman, Publ. Dom. Astrophys. Obs. l4, 379(1976).
4. H. Abt and M. Snowden, Astrophys. J. Suppl. 25, 137(1973).
5. M. Gerbaldi, M. Floquet, and B. Hauck, Astronom. and Astrophys. 146,341 (1985).
6. F. Carrier, P. North, S. Udry, and J. Babel, Astronom. and Astrophys. 394,151 (2002).
7. И. И. Романюк и Д. О. Кудрявцев, Astrophysical Bulletin 63, 139(2008).
8. A. F. Maksimov, Yu. Yu. Balega, V V Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 64, 296 (2009).
9. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronom. and Astrophys. 385, 87 (2002).
10. E. A. Pluzhnik, Astronom. and Astrophys. 431, 587 (2005).
11. A. W. Lohmann, G. Weigelt, and B. Wirnitzer, Applied Optics 22,4028(1983).
12. I. I. Romanyuk, Doctoral Dissertation in Mathematics and Physics (SAO RAS, Nizhnij Arkhyz, 2004).
13. G. Mathys, S. Hubrig, J. D. Landstreet, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 123, 353(1997).
14. M. A. C. Perryman and ESA, ESA Special Publication 1200,(1997).
15. D. W. Kurtz, Information Bulletin on Variable Stars 1436,1 (1978).
16. D. W. Kurtz, N. Dolez, and M. Chevreton, Astronom. and Astrophys. 398, 1117 (2003).
17. V G. Elkin, D. W. Kurtz, G. Mathys, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 358, 1100 (2005).
18. П. Куто, Наблюдения визуально-двойных звезд (Flammarion, Paris, 1978) [in Russian].
19. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, E. Paunzen, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1804(2006).
20. Е. А. Семенко, И. А. Якунин, Е. Ю. Кучаева, Письма в АЖ 37,23(2011).
21. Ю. В. Глаголевский, В. Д.Бычков, И. И. Романюк,
Н. М. Чунакова, Изв. САО 19, 28 (1985).
22. O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astronom. and Astrophys. 450, 763 (2006).
23. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3,141 (1958).
24. G. Preston and K. Stepien, Astrophys. J. 154, 971 (1968).
25. E. F. Borra, Astrophys. J. 193,699(1974).
26. Ю. В. Глаголевский, Н. М. Чунакова, Изв. САО 19, 37 (1985).
27. Yu. V. Glagolevskij, A. V. Shavrina, J. Silvester, et al., Astrophysical Bulletin 64, 166 (2009).
28. E. F. Borra, Astrophys. J. 249,39(1981).
29. Yu. V. Glagolevskij, G. A .Chuntonov, A. V. Shavrina, and Ya. V. Pavlenko, Astrophysics 53, 133 (2010).
30. D. Sinachopoulos, J. Cuypers, P. Lampens, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 112, 291 (1995).
31. T. J. Jones, S. C. Wolff, and W. Bonsack, Astrophys. J. 3,579(1974).
32. B. D. Mason, W. I. Hartkopf, E. R. Holdenried, and T. J. Rafferty, Astronom. J. 121, 3224 (2001).
33. E. P. J. van den Heuvel, Astronom. and Astrophys. 11,461 (1971).
34. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, and
I. B. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
35. M. A. Smith, G. A. Wade, D. A. Bohlender, and C. T. Bolton, Astronom. and Astrophys. 458, 581 (2006).
36. D. Pourbaix, A. A. Tokovinin, A. H. Batten, et al., Astronom. and Astrophys. 424, 727 (2004).
37. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astronom. and Astrophys. 475,1053(2007).
38. D. N. Brown, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, Proc. of the 23 Liege Intern. Astrophysical Colloquium, p. 195.(1981).
39. В. Г. Елькин, Д. О. Кудрявцев и И. И. Романюк, Письма в АЖ 28, 169 (2002).
SPECKLE INTERFEROMETRY OF MAGNETIC STARS WITH THE BTA. I. FIRST RESULTS
Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, E. V. Malogolovets, D. A. Rastegaev, 1.1. Romanyuk
We present the results of speckle interferometry of a sample of 117 chemically peculiar stars with global magnetic fields. The observations were made in December 2009 at the BTA with a spatial resolution of about 20 mas in the visual spectral region. Twenty-nine stars were resolved into individual components, 14 of themforthe first time (HD 965, HD5797, HD 8855, HD 10783, HD 16605, HD21699,
HD35502, HD51418, HD64486, HD79158, HD 103498, HD108651, HD213918, HD293764). In twelve cases a companion turned out to be 2 — 4m fainter than the main component—a magnetic star.
Young hot Bp stars HD35502 and HD213918 are exceptions, since their companions are fainter by about 1m. In all cases, the linear distance from a star to its companion at the epoch of observations in the picture plane exceeded 109 km. Eighty-eight magnetic CP stars revealed no secondary components within our study. Thus, the fraction of speckle interferometric binaries in our sample amounts to 25%.
Keywords: stars: magnetic—stars: binaries—methods: observational: speckle interferometry
