CC BY
28
УДК 524.388:520.872
GJ900 — НОВАЯ ИЕРАРХИЧЕСКАЯ СИСТЕМА С МАЛОМАССИВНЫМИ КОМПОНЕНТАМИ
© 2007 Е. В. Малоголовец1, Ю. Ю. Балега1,
Д. А. Растегаев1, К.-Х. Хофманн2, Г. Вайгельт2
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167, Россия 2Институт радиоастрономии общества Макса Планка, Бонн, Германия
Поступила в редакцию 17 января 2007; принята в печать 23 января 2007
В результате спекл-интерферометрических наблюдений на БТА в 2000 г. обнаружена тройственность близкой (пнгр = 51.80 ± 1.74 мсд) маломассивной молодой («200 млн. лет) звезды GJ900. Наблюдаемая в момент открытия конфигурация тройной системы допускала ее возможную динамическую неустойчивость. По измерениям разностей блеска, выполненным с 2000 по 2004 гг., получены абсолютные звездные величины в фильтрах I и K и спектральные классы компонентов: Ia = 6.66 ± ± 0.08, IB = 9.15 ± 0.11, IC = 10.08 ± 0.26, KA = 4.84 ± 0.08, KB = 6.76 ± 0.20, KC = 7.39 ± 0.31, SpA « K5 — K7, SpB « M3 — M4, SpC « M5 — M6. По зависимости “масса—светимость” оценены индивидуальные массы членов системы: MA « 0.64M©, MB « 0.21M©, MC « 0.13M©. На основе наблюдений движения компонентов в период 2000-2006 гг. сделан вывод, что GJ 900 является иерархической тройной звездой с вероятными периодами орбит Pa-BC « 80 лет, PBC « 20 лет. Из анализа 2МЛ88-снимков области вокруг GJ 900 сделано предположение, что в систему могут входить и другие компоненты очень низкой светимости.
1. ВВЕДЕНИЕ
В окрестностях Солнца М-карлики составляют около 70% населения по численности и не менее 40% по массе. Время жизни звезд самой низкой светимости на Главной последовательности превышает возраст Вселенной, поэтому они являются хорошими кандидатами для изучения свойств галактического диска, включая и историю формирования звезд в локальном объеме.
Изучение молодых М-карликов поля может привести к обнаружению систем, содержащих коричневые карлики. Интерес к поиску и исследованию кратных систем с субзвездными компонентами с момента открытия первого коричневого карлика GJ 229B [1] постоянно растет. Очевидно, что такие объекты обнаружимы на небольшом удалении от Солнца. Примером является пара коричневых карликов GJ 569B, для которой первая орбита и динамические массы оценены по данным наблюдений трех крупнейших телескопов: БТА, Keck II и ММТ [2].
До недавнего времени наиболее представительной выборкой эмпирических данных о массах и светимостях холодных карликов, полученных разными методами наблюдений, оставался обзор [3]. За последние годы в литературе появились новые
данные об основных характеристиках самых маломассивных звезд в двойных и кратных системах. Они получены в результате комбинирования различных наблюдательных методов: построение изображений с применением адаптивной оптики в сочетании с точными измерениями лучевых скоростей [4], интерферометрия (спекл и длиннобазовая) вместе с лучевыми скоростями [5, 6], космическая астрометрия с помощью датчиков точного ведения телескопа Hubble [7, 8]. Эти работы позволили существенно уточнить основные эмпирические зависимости [9], в частности, зависимость “масса-светимость”, которая имеет важное значение как для изучения характеристик отдельных звезд, так и звездного населения Галактики в целом.
В 1998 году на телескопе БТА был начат спекл-интерферометрический обзор маломассивных двойных и заподозренных в двойственности систем [10], обнаруженных астрометрическим спутником Hipparcos [11]. Наблюдения выполнялись в видимом и инфракрасном диапазонах спектра. Целью исследования было выделение пар с быстрым относительным движением компонентов, для которых за сравнительно короткое время можно определить не зависящие от модели динамические массы. В дополнение к измерениям относительных положений компонентов с точностями порядка 1-2 миллисекунды дуги (мсд) нами для большинства
Таблица 1. Таблица наблюдений
Дата /3 угл. сек. N Фильтр
2000.8754 1.5 900 /
2003.7880 1 1000 К
2003.9248 1.5 2000 I
2004.8208 1 2000 I
2006.9465 1 2000 V
2006.9465 1 2000 I
двойных получены разности блеска в полосах V, Я, I, 1, Н, К. Одним из объектов этой программы является красная звезда ОЛ 900=Н1р 116384, для которой в каталоге [11] приводится параллакс пнгр = 51.80 ± 1.74 мсд. По результатам астрометрии Шррагеоэ звезда была заподозрена в двойственности по ряду признаков (флаг Б в каталоге [12]), поэтому она была включена в нашу программу.
Первые же интерферометрические наблюдения на БТА в ноябре 2000 года показали, что ОЛ 900
— тройная система [13]. На восстановленном изображении два более слабых компонента расположены на удалении 0.5" и 0.7" от главной звезды. Компактная конфигурация системы ОЛ 900 может указывать на ее принадлежность к классу динамически нестабильных кратных звезд. Однако необходимо учитывать, что компоненты могут быть равноудалены лишь в проекции на картинную плоскость. Для проверки данных предположений система была включена в программу мониторинга относительного движения компонентов.
В 2002—2003 гг. Мартин [14] выполнил наблюдения ОЛ 900 с помощью адаптивной оптики на телескопе БиЬаги и подтвердил наличие двух слабых спутников центрального объекта. По итогам двух наблюдений в инфракрасных полосах Н и К, разделенных временным интервалом всего 5 месяцев, он сделал вывод, что система является динамически связанной.
В данной работе мы приводим результаты ин-терферометрических измерений позиционных параметров и разностей блеска компонентов ОЛ 900 в период с ноября 2000 по декабрь 2006 гг., определяем абсолютные звездные величины и оцениваем массы звезд. По результатам выполненных наблюдений рассмотрен вопрос о возможной динамической устойчивости системы.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ДАННЫХ
Спекл-интерферометрические наблюдениях GJ 900 на БТА выполнялись в фильтрах V (А/ДА=550/30 нм), I (А/ДА=800/100 нм) и K (А/ДА=2115/214 нм), где А — центральная длина волны, ДА — полуширина пропускания. С 2000 по 2004 гг. в качестве детектора оптического диапазона использовалась быстродействующая ПЗС-камера на базе матрицы Sony ICX085 форматом 512x512 элементов в комбинации с трехкамерным электронно-оптическим преобразователем. В наблюдениях 2006 года нами применялась новая система на основе EMCCD (Electron Multiplying Charge Coupled Device), имеющая более высокую квантовую эффективность и линейность. Для первой и второй системы масштабы изображения соответствовали 4.1 мсд/элемент и 6.7 мсд/элемент. Время регистрации спекл-интерферограмм варьировалось от 5 до 20 мс в зависимости от яркости объекта и атмосферного качества изображений. Наблюдения в ИК-области выполнялись с использованием инфракрасного приемника HAWAII Боннского института радиоастрономии. В табл.1 приведены данные об условиях наблюдений, где для каждого измерения указаны: дата в долях бесселианского года, качество изображений в в угловых секундах, количество накопленных спекл-интерферограмм в каждой серии, параметры фильтра А/ДА в нм.
Угловые расстояния р и позиционные углы в, а также разности блеска между компонентами Дт по данным спекл-интерферометрии на БТА приведены в табл. 2. В связи с низким отношением сигнал/шум в измерениях 2006.9465 в V-полосе позиционные параметры для этой даты в таблице не приводятся. Методика определения относительных положений и разностей звездных величин компонентов из усредненных по серии спектров мощности спекл-интерферограмм описана в работе [10]. Дифракционный предел разрешения был равен 0.022", 0.033" и 0.088" в фильтрах V, I и K соответственно.
Точность измерения позиционных параметров составляла 0.3—1.0° по позиционному углу в и 3—8 мсд по угловому расстоянию р. Ошибка измерений в и р зависит от ряда параметров: расстояния между компонентами, разности блеска, качества изображения в. Точность определения разности блеска по восстановленному спектру мощности
— также функция этих же параметров. Обычно для объектов с ту = 8 — 10 она изменяется в пределах от 0.05 до 0.2 звездной величины. Для полного восстановления изображений, включающего реконструкцию модуля и фазы, использовался метод биспектрального анализа серии спекл-интерферограмм [15, 16]. На рис. 1 приведены вос-
GJ 900 GJ 9 0 0
• *
•
© %
0, I1 '
Рис. 1. Восстановленные изображения GJ 900 по данным наблюдений на БТА в августе 2003 г. в фильтре К (слева) и в декабре 2006 г. в фильтре I (справа). На картинке север вверху, восток слева.
становленные изображения GJ 900, полученные в К -и I-полосе в наблюдениях 2003 и 2006 годов.
Для уточнения интегрального спектрального класса системы в октябре 2006 г. на спектрографе UAGS телескопа Цейсс-1000 был получен спектр объекта в диапазоне 3600 — 6200 А (рис. 2) с дисперсией 1.35 А/элемент.
3. АБСОЛЮТНЫЕ ЗВЕЗДНЫЕ ВЕЛИЧИНЫ, МАССЫ И СПЕКТРАЛЬНЫЕ КЛАССЫ КОМПОНЕНТОВ
Для вычисления абсолютных звездных величин компонентов GJ900 в I -и К-полосах использовались данные дифференциальной спекл-фотометрии на БТА (табл. 2) и интегральные звездные величины системы в этих фильтрах, взятые из литературы. Для полноты в таблицу также включены данные из работы [14]. Результаты определений разностей блеска с применением спекл-интерферометрии на БТА и адаптивной оптики на телескопе Subaru в целом согласуются. Вместе с тем данные дифференциальной фотометрии не исключают возможную переменность одного или нескольких компонентов системы. Интегральная звездная величина в I-полосе, полученная из показателя цвета системы V — I = 1.65 [17] и видимой звездной величины из работы [18], равна Ш1 = 7.94. Интегральная звездная величина в К -полосе равна тк = 6.01 ± 0.01 [19]. Комбинируя эти данные с параллаксом И1ррагео8 и разницей блеска, получаем следующие оценки абсолютных звездных величин компонентов GJ 900: и = 6.66 ± 0.08, Ка = 4.84 ± 0.08,
^ = 9.15 ± 0.11, Кв = 6.76 ± 0.20,
Ic = 10.08 ± 0.26, Кс = 7.39 ± 0.31, где для I-полосы использовалось среднее двух наблюдений на БТА: AmAB = 2.49 ± 0.07, AmAC = = 3.42 ± 0.24. Исходя из разностей блеска, полученных с применением адаптивной оптики [14], были получены Н-величины компонентов:
Ha = 5.11 ± 0.08,
Hb = 6.85 ± 0.09,
Нс = 7.54 ± 0.15.
Светимости компонентов позволяют оценить массы звезд по зависимости “масса—светимость”, однако для этого нам необходимо знать возраст и металличность системы.
Гизис и др. [20], сравнив активность большой выборки близких М-карликов поля с активностью M-карликов в рассеянных скоплениях, смогли прокалибровать зависимость “возраст-активность”. Исходя из зависимости V — I = = —6.91 + 1.05 * log(r), получаем для m — M = = 1.43 возраст 108 млн. лет. Еще одним индикатором активности звезд поздних классов является их рентгеновская светимость. По наблюдениям ROSAT для GJ 900 светимость Lx = 108.8 х 1027 эрг с-1 [21]. Это значение соответствует возрасту М-карликов 100-200 млн. лет. Хорошими индикаторами активности звезд, а следовательно, и возраста, являются потоки в линиях Call H и K и MgII h и k [22, 23]. Однако для звезд спектральных классов позднее К зависимостей от возраста для данных индикаторов не построено. Единственным выходом остается сравнение GJ 900 со звездами с похожими спектрами, для которых возраст определен другими методами. В работе [24] для GJ 900 приводится поток в линиях CaII H и K: log(Fcaii) = 5.18 эрг с-1 см-2. Поток в
Рис. 2. Спектр ОІ 900 в диапазоне 3600 — 6200 А, полученный на спектрографе иЛОБ телескопа Цейсс-1000 в октябре 2006 г. Отмечены наиболее сильные линии и полосы поглощения: ТіО, М^Н, Са1 и N81.
линии MgII 1од^мдп) = 5.83 эрг с-1 см-2 взят из работы [25]. Для сравнения мы выбрали две звезды схожих спектральных классов: GJ 212 и GJ 879, возраст которых определен по кинематике, изохронам, содержанию лития и варьируется от 100 до 200 млн. лет. Потоки в линиях Са11 Н и К в этих звездах равны 1од(Есац) = 5.49 эрг с-1 см-2 [26, 27] и 1од(ЕСац) = 5.97 эрг с-1 см-2 [28, 29] соответственно. В линиях MgII И и к они составляют 1од(ЕМдц) = 5.36 эрг с-1 см-2 [25] и 1од(Емдп) = 5.98 эрг с-1 см-2 [25]. Совпадение потоков от GJ 900 в линиях СаП Н и К, MgII И и к с таковыми для GJ 212 и GJ 879 также свидетельствует о близости возраста звезды к 100 млн. лет.
Согласно [30] GJ 900 является возможным членом движущейся группы Ближний Киль, возраст которой также оценивается в 200 ± 50 млн. лет. Однако принадлежность звезды к данной группе вызывает сомнение. Лучевая скорость GJ 900 составляет -10 км/сек и сильно отличается от скорости ядра группы +20 км/сек [30]. Расстояние до центра движущейся группы равно 30—50 пк, в то
время как GJ 900 удалена от нас всего на 19 пк. Кроме того, эквивалентная ширина LiI А6708 [31] для GJ 900 в десятки раз меньше, чем у основных членов группы.
Отметим также работу Мартина [14], в которой, опираясь на результаты кинематического обзора [32], оценивается возраст звезды в 50—100 млн. лет.
Таким образом, все имеющиеся наблюдательные данные говорят о том, что GJ 900 является молодой системой с возрастом около 200±100 млн. лет.
Так как GJ 900 является близкой (г=19.3 пк) к Солнцу звездой и относится к населению галактического диска, то можно предположить у нее близкое к солнечному содержание металлов. Это предположение подтверждают результаты анализа спектров системы в работе [31], где авторами приводится металличность звезды [М/Н] = -0.1 ± 0.2.
Зборил и Бирн [31] определили эффективную температуру GJ 900 по чувствительным фотосфер-ным линиям и молекулярным полосам с учетом поверхностной силы тяжести и микротурбулентности. Их оценка, Teff = 4000 К, на 200 К ниже, чем величина, определенная по индексам В — V и
Таблица 2. Спекл-интерферометрические измерения и измерения с адаптивной оптикой GJ 900
Дата т Вектор компонентов Р мед аР мед в° о~в Дт ^Ат Фильтр Ссылка
2000.8754 АВ 417 3 316.4 0.4 2.42 0.15 / [13]
АС 716 5 344.3 0.4 3.65 0.22
ВС 399 6 13.6 0.6
2002.5990 АВ 510 10 324.5 0.1 1.78 0.02 Н [14]
АС 760 10 344.0 0.1 2.55 0.03
2002.5990 АВ 510 10 324.5 0.1 1.61 0.03 К [14]
АС 760 10 344.0 0.1 2.38 0.04
2003.0480 АВ 520 20 327.4 0.1 1.70 0.04 Н [14]
АС 740 20 343.9 0.1 2.31 0.06
2003.7880 АВ 557 5 331.3 0.6 1.92 0.18 К Эта работа
АС 733 6 345.1 0.6 2.55 0.30
ВС 234 4 19.9 1.0 0.63 0.35
2003.9248 АВ 559 4 331.7 0.4 I Эта работа
АС 726 5 345.1 0.4
ВС 224 6 20.4 0.6
2004.8208 АВ 606 3 335.8 0.3 2.56 0.06 I Эта работа
АС 714 4 345.5 0.4 3.18 0.22
ВС 155 5 26.7 0.5
2006.9465 АВ 751 3 342.5 0.3 I Эта работа
АС 708 8 344.7 0.7
ВС 51 9 130.3 0.8
К — I [33]. Очевидно, что данная температура и соответствующий спектральный класс К7 относятся к главному компоненту системы.
Спекл-интерферометрические измерения разности блеска между компонентами в I-, К -полосах, а также измерения с адаптивной оптикой в Н-, К-полосах позволяют оценить эффективную температуру и, следовательно, спектральный класс главного компонента с использованием калибровки зависимости между температурой и показателями цвета V — I и V — К [34]. Для оценки светимости главного компонента в V-полосе мы использовали абсолютные звездные величины в I-, Н-, К-полосах и теоретические изохроны для возраста 200 млн. лет [35]. Средняя величина VA, определенная по трем изохронам, равна 8.35 ± 0.07. Тогда, при модуле расстояния т — М = 1.43, показатели цвета главного компонента будут равны: (V — I)а = 1.70 ± 0.08 и (V —
— К)а = 3.52 ± 0.09. Калибровка температуры по показателю цвета в работе [34] слабо зависит от металличности звезды. Предполагая солнечное содержание железа, из полученных оценок (V — I)а и (V — К)а температура главного компонента ТА^ = 4079 ± 180 К, что соответствует карлику позднего К-класса.
Анализ спектра ОЛ 900, полученного на спектрометре иЛОБ 1-м телескопа, показал, что распределение энергии, а также относительные интенсивности отдельных сильных линий соответствуют спектральному классу К5—К7 (рис. 2). Характерными особенностями спектра являются сильные абсорбционные полосы ТіО и MgH.
Для возраста 100—200 млн. лет и солнечного хим. состава, согласно эволюционным трекам МІ — М и Мк — М маломассивных звезд [35], масса главного компонента заключена в пределах
Рис. З. Изменение углового расстояния и позиционного угла компонента GJ 9QQ B относительно GJ 9QQ A. Кружками отмечены спекл-интерферометрические измерения на БТА, звездочками — измерения с адаптивной оптикой на телескопе Subaru [14]. Отрезками обозначены ошибки измерений.
Рис. 4. То же, что на рис. 3, для компонента GJ 9QQ C.
от 0.64 М© до 0.67 М©. Эта величина массы наилучшим образом соответствует спектральному классу главного компонента К5—К7. Для менее массивных компонентов В и С, согласно тем же трекам, разброс масс значительно больше. Масса GJ 900 В заключена в пределах от 0.28 М© до
0.34 М©, а GJ 900 С — от 0.16 М© до 0.24 М©. Отметим, что по фотометрии звезд в К -фильтре разброс возможных величин масс оказывается большим. Полученные оценки масс соответствуют спектральным классам М3—М4, М5— М6 для второго и третьего компонентов соответственно.
4. ДВИЖЕНИЕ КОМПОНЕНТОВ, ВЕРОЯТНЫЕ ОРБИТАЛЬНЫЕ ПЕРИОДЫ И ДИНАМИЧЕСКАЯ УСТОЙЧИВОСТЬ СИСТЕМЫ
GJ 900 является физически связанной кратной системой. Собственное движение системы составляет 344 мсд/год. Если бы имела место случайная проекция компонентов, то за период с 2000 по
2006 гг. компоненты В и С сместились бы относительно главного компонента А почти на 2". Однако интерферометрические наблюдения показали, что положение их изменилось незначительно (рис. 3 и 4). Из характера изменения позиционных параметров следует, что компоненты В и С образуют внутреннюю подсистему, движуюся вместе с компонентом А относительно общего центра масс GJ 900. Среднегодовое движение компонента В относительно компонента А составило 4.3° по позиционному углу и 55 мсд по угловому расстоянию. Изменение положения компонента С относительно В составляет 19.2°/год по в и 57 мсд/год по р. Исходя из среднегодового изменения позиционных параметров, получен орбитальный период подсистемы А-ВС — 80 лет, а подсистемы ВС — 20 лет.
Вероятнее всего, плоскости орбитального движения компонентов в подсистеме ВС и компонента А расположены под большим углом относительно друг друга, что и приводит к наблюдаемой конфигурации, а GJ 900 является иерархической кратной звездой.
Рис. 5. 2МА88-снимки области 2.1'х2.1' вокруг GJ 900 в фильтрах .], Н и К [36]. На картинке — север вверху, восток — слева.
5. О НАЛИЧИИ ДОПОЛНИТЕЛЬНЫХ КОМПОНЕНТОВ В СИСТЕМЕ
Для обнаружения возможных дополнительных слабых компонентов в системе GJ 900 нами был проведен анализ снимков из обзора 2MASS [36], полученных в августе 2000 г. На снимках в полосах J, H и K на расстоянии &12" к северо-востоку от центрального объекта виден слабый спутник 12— 13-й звездной величины (рис. 5). Еще один компонентов обнаружен только в K-полосе на удалении &15" к югу от главной звезды.
Для объектов до 13-й звездной величины в каждом фильтре вероятность случайного попадания звезды в поле размером 30 угловых секунд в исследуемой области составляет порядка процента. Таким образом, с большой вероятностью система GJ 900 может оказаться четырех- или даже пятикратной. Из соотношения интенсивностей следует, что слабые компоненты могут быть поздними M-карликами.
Для проверки этой возможности в феврале 2007 года Моисеевым А.В. были проведены наблюдения окрестностей GJ 900 в фильтре I с помощью редуктора светосилы SCORPIO на БТА. Если компоненты не являются членами кратной системы GJ 900, то со времени получения снимков 2MASS в 2000 г. они сместятся на заметное расстояние от GJ 900. Если же их положение не изменится, то данный объект будет представлять собой уникальную молодую маломассивную кратную систему, интересную с точки зрения проверки теории звездообразования и динамической эволюции звезд. Было получено, а затем усреднено 25 десятисекундных экспозиций. Предельная величина итогового изображения составила около 17т, однако ни северовосточный, ни южный компонент на снимке не видны. Из этого можно сделать предположение, что либо эти компоненты из 2MASS-обзора слишком красные и не видны в I-полосе, что подтверждается их отсутствием на снимках DSS2 в фильтре I,
либо в результате движения они проецируются на ОЛ 900. Таким образом, для окончательного вывода
о принадлежности дополнительных компонентов из обзора 2МЛ88 к системе ОЛ 900 необходимы фотометрические исследования в К-диапазоне.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В результате спекл-интерферометрических измерений на БТА в период с 2000 по 2006 гг. показано, что ОЛ 900 образует гравитационно-связанную тройную звезду. Система принадлежит к населению тонкого диска Галактики с возрастом 200± ±100 млн. лет. Абсолютные звездные величины компонентов равны: 1а = 6.66 ± 0.08, 1в = 9.15 ± ± 0.11,1с = 10.08 ± 0.26, Ка = 4.84 ± 0.08, Кв = = 6.76 ± 0.20, Кс = 7.39 ± 0.31, а их спектральные классы: БрА & К5 — К7, Брв & М3 — М4, Брс & & М5 — М6. На основе эволюционных треков Ба-рафф и др. [35] вычислены массы компонентов для солнечной металличности и возраста 200± 100 млн. лет: Ма & 0.64 — 0.67М©, Мв & 0.28 — 0.34М©, Мс & 0.16 — 0.24М©. Оценки масс и абсолютные звездные величины компонентов согласуются с результатами, полученными с применением адаптивной оптики на телескопе БиЬаги в Н- и К-полосах [14].
Получены оценки орбитальных периодов компонентов, Рвс & 20 и Ра-ВС & 80 лет, на основе которых сделано предположение о принадлежности ОЛ 900 к классу иерархических кратных звезд. Наблюдаемая конфигурация системы объясняется проекцией действительного пространственного положения компонентов на небесную сферу.
По снимкам 2МЛ88-обзора в Л-, Н - и К -фильтрах в системе ОЛ 900 обнаружены два слабых компонента на расстоянии 12" и 15/; от центральной системы. Их принадлежность к молодой системе окончательно не установлена. Если они гравитационно связаны с тройной звездой, то в совокупности ОЛ 900 представляет собой молодую квантупольную систему красных карликов.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность А.Н. Буренкову за получение и обработку спектра GJ 9QQ на телескопе Цейсс-^QQ, а также А.В. Моисееву за получение прямых снимков поля вокруг GJ 9QQ на фокальном редукторе SCORPIO БТА. Исследования выполнены при поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (проект Q7-Q2-Q1489).
В работе использовалась база данных Simbad (CDS, Страсcбург, Франция).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. T. Nakajima, B. R. Oppenheimer, S. R. Kulkarni, et al., Nature 378, 463 (1995).
2. M. Kenworthy, K.-H. Hofmann, L. Close, et al., Astrophys. J. ББ4, L67 (2QQ1).
3. T. J. Henry and D. W. McCarthy, Astronom. J. 1O6, 773(1993).
4. D. Segransan, X. Delfosse, T. Forveille, et al., Astronom. and Astrophys. 364, 665 (2QQQ).
5. Y. Y. Balega, J.-L. Beuzit , X. Delfosse, et al., Astronom. and Astrophys. 464, 635 (2QQ7).
6. A. F. Boden, G. Torres, and D. W. Latham, Astrophys. J. 644, 1193 (2QQ6).
7. G. Torres, T. J. Henry, O. G. Franz, and L. H. Wasserman, Astronom. J. 117, 562 (1999).
8. G. F. Benedict, B. E. McArthur, O. G. Franz, et al., Astronom. J. 120, 11Q6 (2QQQ).
9. X. Delfosse, T. Forveille, D. Segransan, et al., Astronom. and Astrophys. 364, 217 (2QQQ).
1Q. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronom. and Astrophys. 38Б, 87 (2QQ2).
11. M. A. C. Perryman, ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues (ESA Publ. Division, SP-12QQ, 1997).
12. L. Lindegren, in Proceedings of the ESA Symposium “Hipparcos - Venice’97”, 13-16 May, Venice, Italy (ESA SP-4Q2, Venice, 1997), p. 13-18.
13. I. I. Balega, Y. Y. Balega, A. F. Maksimov, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. Б9, 2Q (2QQ6).
14. E. L. Martin, Astronom. J. 126, 918 (2QQ3).
15. G. Weigelt, Opt. Commun. 21, 55(1977).
16. A. W. Lohmann, G. Weigelt, and B. Wirnitzer, Appl. Opt. 22,4028(1983).
17. M. S. Bessel, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 83,357(1990).
18. S. Salim and A. Gould, Astrophys. J. 582, 1011 (2003).
19. A. Alonso, S. Arribas, and C. Martinez-Roger, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 107, 365 (1994).
20. J. E. Gizis, I. N. Reid, and S. I. Hawley, Astronom. J. 123, 3356 (2002).
21. M. Huensch, J. H. M. M. Schmitt, M. F. Sterzik, and W. Voges, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 135, 319 (1999).
22. D. R. Soderblom, D. K. Duncan, and
D. R. H. Johnson, Astrophys. J. 375, 722 (1991).
23. O. C. Wilson, Astrophys. J. 138, 832 (1963).
24. M. S. Giampapa, L. E. Cram, and W. J. Wild, Astrophys. J. 345, 536(1989).
25. P M. Panagi and M. Mathioudakis, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 100, 343(1993).
26. J. R. Stauffer and L. W. Hartmann, Astrophys. J. Suppl. 61, 531 (1986).
27. R. G. M. Rutten, C. J. Schrijver, C. Zwaan, et al., Astronom. and Astrophys. 219, 239 (1989).
28. R. D. Robinson, L. E. Cram, and M. S. Giampapa, Astrophys. J. Suppl. 74,891 (1990).
29. R. G. M. Rutten, C. J. Schrijver, A. F. P. Lemmens, and C. Zwaan, Astronom. and Astrophys. 252, 203 (1991).
30. B. Zuckerman, M. S. Bessel, I. Song, and S. Kim, Astrophys. J. 649, 115(2006).
31. M. Zboril and P. B. Byrne, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 299, 753 (1998).
32. D. Montes, J. Lopez-Santiago, M. C. Galvez, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 328,45(2001).
33. W. Gliese and H. Jahreiss, CD-ROM (NASA/Astronomical Data Center, Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, 1991).
34. A. Alonso, S. Arribas, and C. Martinez-Roger, Astronom. and Astrophys. 313, 873 (1996).
35. I. Baraffe, G. Chabrier, F. Allard, and P. H. Hauschildt, Astronom. and Astrophys. 337, 403 (1998).
36. M. F. Skrutskie, R. M. Cutri, R. Stiening, et al., Astronom. J. 131, 1163(2006).
GJ 900: A NEW HIERARCHICAL SYSTEM WITH LOW-MASS COMPONENTS
E. V. Malogolovets, Y. Y. Balega, D. A. Rastegaev, K.-H. Hofmann, G. Weigelt
Speckle interferometric observations made with the 6 m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences in 2000 revealed the triple nature of the nearby (nHip = 51.80 ± 1.74 mas) low-mass young («200 Myr) star GJ 900. The configuration of the triple system allowed it to be dynamically unstable. Differential photometry performed from 2000 through 2004 yielded I - and K-band absolute magnitudes and spectral types for the components to be IA=6.66±0.08, IB =9.15±0.11,
Ic=10.08±0.26, Ka=4.84±0.08, Kb =6.76±0.20, Kc=7.39±0.31, Spa«K5-K7, SpB«M3-M4, Spc« «M5—M6. The “mass—luminosity” relation is used to estimate the individual masses of the components: Ma«0.64Mq, Mb«0.21 Mq, Mc«0.13Mq. From the observations of the components relative motion in the period 2000—2006, we conclude that GJ 900 is a hierarchical triple star with the possible orbital periods Pa_bc«80 yrs and PBC«20 yrs. An analysis of the 2MASS images of the region around GJ 900 leads us to suggest that the system can include other very-low-mass components.
