Химически пекулярные звёзды в ассоциации Орион OB1. I. частота встречаемости, пространственное распределение и кинематика Текст научной статьи по специальности «Физика»

УДК 524.423; 524.35-32

ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНЫЕ ЗВЕЗДЫ В АССОЦИАЦИИ ОРИОН OB1. I. ЧАСТОТА ВСТРЕЧАЕМОСТИ, ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ И КИНЕМАТИКА

© 2013 И. И. Романюк, Е. А. Семенко, И. А. Якунин, Д. О. Кудрявцев

Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 15 апреля 2013 года; принята в печать 18 мая 2013 года

В работе выделено 85 СР-звёзд разных типов из 814 объектов, членов ассоциации ОпОВ1. Доля СР-звёзд уменьшается с возрастом для разных подгрупп скопления: от 15.1% в самой молодой подгруппе (Ь) до 7.7% в самой старой (а). Приведены комментарии ко всем 85 звёздам, в которых анализируются физические параметры каждого объекта и расстояния до них. Мы нашли, что все 23 обнаруженным нами Ат-звезды находятся на удалении от 100 до 300 пк и, видимо, не являются членами ассоциации Орион ОВ1. Это объекты переднего плана. Нами выделено 59 Вр-звёзд, что составляет 13.4% общего количества В-звёзд ассоциации. Мы показали, что доля пекулярных В-звёзд в ассоциации ОпОВ1 в два раза превышает долю пекулярных А-звёзд. Эта же закономерность справедлива и для объектов поля. В ассоциации насчитывается 22 магнитные звезды, из которых 21 Вр-звезда и только одна Ар-звезда. Семнадцать из них — это объекты с аномальными линиями гелия. Магнитные звёзды имеют ярко выраженную тенденцию концентрироваться в центральной области ассоциации (в поясе Ориона), где сосредоточена большая часть из них. Не обнаружено значимых различий в величине поля магнитных В-звёзд ассоциации и Вр-звёзд поля в целом, хотя заметна тенденция — поля звёзд с усиленными линиями гелия (Не-псИ) больше, чем у звёзд с ослабленными линиями гелия (Не-эдеак). Мы выделили 17 двойных, что составляет 20% от общего количества исследованных пекулярных звёзд, такое отношение является стандартным для СР-звёзд.

За исключением одной ртутно-марганцевой двойной звезды (НЭ 35548), лучевые скорости и собственные движения выделенных нами объектов соответствуют указанным параметрам нормальных В-звёзд.

Ключевые слова: звёзды: химически пекулярные—рассеянные скопления и ассоциации: индивидуальные: Ог1 ОВ1

1. ВВЕДЕНИЕ

В созвездии Ориона находится одна из наиболее популярных группировок звёзд ранних типов в окрестности Солнца, получившая название ассоциации ОпОВ1. Термин “звёздные ассоциации” ввел Амбарцумян [ 1 ], который описал их как очень молодые концентрированные группировки звёзд, которые еще не успели “разбежаться” от места их формирования. Настоящей работой мы открываем цикл исследований химически пекулярных звёзд в ассоциации Оп ОВ1.

Ассоциация в Орионе находится примерно на расстоянии 400 пк от Солнца и лежит ниже галактической плоскости (на галактической широте Ь от —5° до —25°, поэтому межзвёздное поглощение и покраснение звёзд в Орионе невелики: Лу = 0т3, Е(В — V) = 0т06 (данные взяты из работы Клочковой [2].

Три ярких звезды образуют так называемый пояс Ориона, на несколько градусов южнее пояса

невооруженным глазом видно туманное пятно. Это Туманность Ориона, состоящая из светящегося газа. В центре туманности расположены четыре ярких звезды, образующие трапецию. Трапеции Ориона посвящена монография Э. А. Витриченко [3], данные из которой мы будет использовать в нашем исследовании.

Первый список 526 звёзд ассоциации приведен в фундаментальной работе Уоррена и Хессера [4]. В этой и последующих двух объемных работах этих авторов [5, 6] продемонстрированы результаты их фотометрических наблюдений, собраны многочисленные сведения по астрометрии, фотометрии и спектроскопии, выполнен детальный анализ всей совокупности данных, в результате чего для каждой звезды оценена вероятность её принадлежности к ассоциации по трем различным критериям.

Внутри ассоциации Блаау [7] выделил четыре области — подгруппы (а), (Ь), (с), (ф — несколько отличающиеся по своему возрасту и звёздному

составу. Карта с разделением ассоциации ОпОВ1 на подгруппы приведена в указанной выше работе Уоррена и Хессера [4]. Из неё следует, что подгруппа (а) относится к северной части ассоциации, подгруппа (Ь) — это пояс Ориона, (с) — область южнее пояса Ориона. Область (ф очень компактная и относится к центральной части ассоциации.

Согласно Клочковой [2], самая старая и протяженная подгруппа (а) имеет угловой размер около 6°, что на расстоянии 400 пк соответствует 50 пк; самая горячая звезда в подгруппе В0.5. Аналогичные характеристики для остальных подгрупп: (Ь) — 25 пк (2°5), О9; (с) — 15 пк (1 °9), О9, (ф —

2 пк (0°2), О6.

Подгруппа (ф пространственно и, видимо, генетически связана с Туманностью Ориона, звёздами Трапеции, Южным молекулярным облаком. Для этой центральной подгруппы ассоциации характерно значительное поглощение, из-за чего избытки цвета достигают одной звёздной величины.

Модуль расстояния и возраст каждой из подгрупп определялся неоднократно в основном методами фотометрии, так как выполнить спектроскопические наблюдения с относительно высоким разрешением для большой группы объектов технически весьма затруднительно. В тех случаях, когда имеются и спектральные и фотометрические данные, видим значительный разброс полученных параметров. Поэтому можно сделать заключение, что абсолютные величины и возраст звёзд ассоциации определены ещё очень неточно.

Отметим, что в последние годы получены новые результаты по определению точных расстояний до отдельных группировок, входящих в ассоциацию. Например, в работе [8] показано, что расстояние до скопления Туманности Ориона (ONC) составляет 414 ± 7 пк. В это скопление входит примерно 3500 звёзд с возрастом менее 2 млн лет. Расстояние было найдено путем измерений тригонометрических параллаксов с интерферометром со сверх-длинной базой (УЪВ1).

В работе [9] на основании наблюдений методом спекл-интерферометрии построена высокоточная абсолютная орбита известной звезды в1 ОпС, что позволило надежно определить расстояние до объекта й = 434 пк. Но, такие точные расстояния получены только для очень ограниченного количества членов ассоциации.

Большинство объектов в ассоциации Оп ОВ1 — это нормальные горячие звёзды Главной последовательности (ГП), однако её членами являются также ещё не дошедшие до ГП объекты типа Ае/ВеХербига, Т Тельца и разного вида аномальные (пекулярные) звёзды. Самые молодые объекты найдены в областях Веск1т-№^еЬаиег/К1е1тап-Low (В^/^) [8]. В^/К^ — наиболее плотная

часть Молекулярного Облака 1 в Орионе, которое находится в нескольких парсеках позади ONC. Даже очень краткий обзор данных, проделанный выше показывает насколько сложна и многообразна структура ассоциации Оп ОВ1.

Но наша цель — выделение и исследование химически пекулярных (СР) звёзд в ассоциации. СР-звёзды отличаются от нормальных аномальным химическим составом, проявляющимся в спектре в усилении или ослаблении линий определенных элементов. Детальнее о СР-звёздах можно прочитать, например, в обзоре [10]. Здесь отметим лишь, что все СР-звёзды можно разделить на две группы: 1) магнитные Ар/Вр-звёзды и 2) немагнитные Ат и ртутно-марганцевые звёзды. Наиболее подробный каталог СР-звёзд составлен Ренсоном и Манфруа [11], в нём насчитывается более 8200 объектов.

Абт [12] первым изучил частоту встречаемости Ар-звёзд в рассеянных скоплениях. Он нашёл, что доля Ар-звёзд среди более старых звёзд поля растёт по сравнению с долей указанных объектов в более молодых скоплениях. Однако, он не обнаружил значимой разницы между частотой встречаемости Ат-звёзд в скоплениях и в поле.

Из более поздних крупных работ отметим исследование Клочковой и Копылова [13]. Проанализировав обширный наблюдательный материал, полученный на БТА, они показали, что зависимости частоты встречаемости СР-звёзд от возраста скопления не наблюдается. Доля СР-звёзд в скоплениях разного возраста и в поле значимо не различается.

За последние четверть века проведено много новых наблюдений СР-звёзд, поэтому возникает необходимость в новом анализе полученных данных. Наша цель — подробное исследование массивных химически пекулярных и магнитных звёзд ассоциации ОпОВ1 с использованием всех доступных данных. Основные работы по указанной теме и их анализ представлены в обзоре Романюка и Якунина [14].

2. ВЫДЕЛЕНИЕ ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЁЗД В АССОЦИАЦИИ

2.1. Общие замечания

Группировки горячих звёзд в ассоциации Оп ОВ1 многократно привлекали к себе внимание. Остановимся здесь кратко лишь на вопросах, связанных с химически пекулярными звёздами, в частности магнитными полями этих объектов.

Борра и Ландстрит [15] открыли очень сильные магнитные поля у группы В-звёзд с усиленными линиями гелия в молодых скоплениях в Орионе.

Таблица 1. Модуль расстояния и возраст звёзд в ассоциации по данным Клочковой [2]

Подгруппа V — My, mag logt

OriOBla 7.79 7.27

Ori OB lb 7.91 6.65

Ori OBI с 7.72 6.42

Ori OB Id 7.76 6.66

Таблица 2. Модуль расстояния и возраст звёзд в ассо циации по данным Брауна и др. [19]

Подгруппа V — My, mag logt

OriOBla 7.9 7.05

Ori OB lb 7.8 6.23

Ori OBI с 8.0 6.66

Ori OB Id 7.9 < 6.00

История вопроса и способы выделения пекулярных звёзд изложены в их работе. Таким образом было положено начало изучению магнетизма молодых массивных звёзд. Заметим, что первооткрыватель звёздного магнетизма Г. Бэбкок мог изучать только Ар-звёзды с многочисленными узкими и резкими линиями. Фотографическая методика Бэбкока [16] не позволяла обнаруживать поля быстрых горячих ротаторов.

Считаем также необходимым отметить здесь, что на 6-м телескопе в восьмидесятые годы прошлого века под руководством И. М. Копылова была выполнена обширная программа по изучению пекулярных звёзд в группировках разного возраста. Её результаты суммированы в работах Копылова [17] и Клочковой [18]. В рамках этой программы Клочкова [2] выполнила спектроскопию 24 химически пекулярных звёзд в ассоциации Ог1ОВ1, используя фотографические спектры, полученные на Основном звездном спектрографе БТА. Она определила модуль расстояния и возраст подгрупп, которые приведены в Таблице 1.

Запуск астрометрического спутника Н1ррагсо8 практически не повлиял на точность определения расстояний до объектов в ассоциации Ог1 ОВ1. Как видим из Таблицы 1, средний модуль расстояния составляет около 7т80 (соответствует удалению 370 пк), а, как показал опыт обработки наблюдений Н1ррагсо8, надёжные расстояния по данным этого спутника можно определить, если они не превышают 300 пк.

Новый этап в исследованиях звёздного населения ассоциации Ог1ОВ1 связан с работой Брауна и др. [19]. В ней представлены результаты фотометрии в системе Вальравена всех установленных и заподозренных членов ассоциации. Для всех 814 звёзд с использованием моделей атмосфер Куруча были определены эффективные температуры, ускорения силы тяжести, светимости, массы. Определены также модули расстояния и визуальная экстинкция. Показано, что ближний край облаков в ассоциации Ог1ОВ1 находится на расстоянии порядка 320 пк, а дальний — порядка 500 пк.

Среди 814 звёзд, приведенных в работе [19], чуть больше 400 находятся также и в таблицах работы Уоррена и Хессера [4], причем около 100 объектов из неё не включены в более поздний список Брауна и др. [19]. Как правило, это звёзды F—G разного типа, принадлежность которых к молодой ассоциации во многих случаях выглядела сомнительной.

Мы находим, что в работе [19] приведён наиболее полный к настоящему времени и надёжный список объектов из членов ассоциации OriOB1, поэтому решили выделять химически пекулярные звёзды из указанных выше 814 объектов.

При анализе большого массива наблюдений важно решить, данным каких авторов отдать предпочтение. Как мы выше уже писали, имеются очень большие различия в физических параметрах и возрастах звёзд, определённых разными методами и разными авторами, что создаёт существенные затруднения при анализе данных. В качестве примера, демонстрирующего указанные различия, приведём в Таблице 2 модули расстояний V — Mv и возраста log t из работы [19] и сравним с результатами работы [2], приведёнными в Таблице 1.

Видим, что имеется общее согласие — подгруппа (а) состоит из наиболее старых звёзд ассоциации. Но, в отличие от Клочковой [2], Браун и др. [19] предполагают, что самыми молодыми звёздами являются звёзды подгрупп (b) и (d). Кроме того, возраст всех подгрупп в [19] систематически меньше, чем в [2]. Отметим, что подгруппа (с) в работе [19] значительно объёмнее по количеству звёзд, чем у Уоррена и Хессера [4], а именно на данных последних авторов основана работа Клочковой [2]. Различия в возрасте объектов подгруппы (с) могут быть вызваны также и этим обстоятельством.

Мы здесь не делаем анализа, оценки каких авторов представляются более надёжными. Но поскольку в нашей работе мы используем эффективные температуры, светимости и другие параметры, найденные Брауном и др. [19], то примем также и вытекающие из них оценки возраста подгрупп.

Принадлежность объектов к скоплению — это специальный вопрос, и он подробно обсуждается

в работах [4, 19]. Звёзды выделяются по собственному движению, лучевой скорости, модулю расстояния. В то время как собственные движения и лучевые скорости определяются непосредственно из наблюдений и поэтому точны, модуль расстояния требует знания температуры и светимости звезды, которые находятся косвенным образом, и на результаты их определения могут влиять разные плохо учитываемые причины.

На Рис. 1 представлены гистограммы распределения по удаленности от Солнца 814 звёзд ассоциации Ог1ОВ1 из списка [19]. Расстояния г были определены стандартным способом по по известной формуле,

V — Му = 51с^ г — 5 + Лу, (А1)

где V — визуальная звёздная величина, Му — абсолютная звёздная величина в полосе V, Лу — межзвёздное (или околозвёздное) поглощение в полосе V в направлении на звезду. Указанные данные взяты из работы [19].

Из Рис. 1 видим, что имеется достаточно большое количество звёзд, расположенных ближе 300 пк, вне пределов облаков ассоциации. Для горячих звёзд это не так заметно, но для звёзд с эффективными температурами менее 10 000 К 217 объектов из 375 (57.9%) находятся на расстоянии ближе 300 пк и, тем самым, являются объектами переднего перед облаками плана. Количество звёзд, расположенных дальше 500 пк, несущественно.

Для определённости будем считать объекты, находящиеся на расстояниях ближе 300 пк, звёздами переднего плана, проецирующимися на ассоциацию. Но, на наш взгляд, вопрос о ближней границе ассоциации нуждается в более тщательном изучении.

Примерно для 2/3 объектов из списка Брауна и др. [19] измерены параллаксы. Наш анализ показывает, что среди холодных звёзд выборки имеется относительно большое количество объектов с большими параллаксами, указывающими на то, что они являются звёздами переднего плана.

Прежде чем рассматривать химически пекулярные звёзды в ассоциации Ог1 ОВ1, посмотрим, как соотносятся между собой расстояния до объектов в ней, вычисленные по параллаксам Н1ррагсоБ [20] и определённые по данным, взятым из работы [19]. Для сравнения имеет смысл выбирать только звёзды с наибольшими параллаксами, иначе расстояние по ним будет определено очень неточно.

Судя по Рис. 1, мы имеем основания предполагать, что наиболее холодные звёзды ассоциации одновременно являются и самыми близкими к Солнцу. Поэтому мы выделили из общего списка работы [19] объекты с эффективной температурой

200

0 200 400 600 800 1000 1200

0 200 400 600 800 1000 1200

80

70

0 200 400 600 800 1000 1200

d, рс

Рис. 1. Распределения звёзд ассоциации по расстоянию. Верхняя гистограмма для всех звёзд выборки, средняя — для звёзд с Teff > 10 000 K, нижняя — для звёзд с Teff < 10 000 K.

Teff не выше 9000 К и выбрали те из них, для которых были измерены параллаксы. Болометрические поправки для звёзд с Teff от 8000 К до 9000 К близки к нулю, поэтому мы их не учитывали.

Результаты нашего сравнения помещены в Таблице 3. Если не указано другое, то здесь и в следующих таблицах физические параметры звёзд взяты из работы [19]. В столбцах Таблицы 3 приведены: название звезды, log Teff — эффективная темпе-

Таблица 3. Расстояния до холодных звёзд ассоциации

Звезда 1<^ ТеЯ V -Му, Ша§ (1(рЪув), ПК 7Г, таэ й(раг), пк

НО 30978 3.88 6.23 180 3.74 270

НО 32262 3.90 6.19 180 3.16 320

НО 34370 3.88 4.78 90 9.45 110

НО 34429 3.89 5.19 110 5.73 170

НО 34550 3.88 4.82 90 6.83 150

НО 34888 3.89 5.26 110 8.00 125

НО 35333 3.90 6.08 170 1.98 500

НО 35913 3.89 6.18 180 4.88 210

НО 35929 3.88 4.89 95 2.78 360

НО 36017 3.89 6.49 200 3.75 270

НО 36089 3.87 6.36 190 6.60 150

НО 36121 3.90 6.36 190 3.65 270

НО 36269 3.90 6.41 190 4.71 210

НО 36286 3.90 6.55 200 2.68 370

НО 36808 3.88 7.00 250 3.59 280

НО 36823 3.90 5.03 100 9.90 100

НО 36934 3.88 6.08 170 3.52 280

НО 36961 3.89 5.73 140 5.45 180

НО 37077 3.89 4.03 75 9.07 110

НО 37374 3.90 6.36 190 5.28 190

НО 37543 3.88 6.98 250 4.28 230

НО 37805 3.90 4.71 90 12.12 80

НО 37904 3.88 3.85 60 12.39 80

НО 38193 3.90 6.95 240 2.83 350

НО 38866 3.88 4.84 95 10.83 95

НО 40373 3.87 5.53 130 8.43 120

НО 40617 3.85 7.51 320 2.73 370

Н041470 3.90 5.78 140 4.33 230

НО 42206 3.89 7.46 320 1.04 960

НО 245897 3.90 7.08 250 2.11 470

ВО—01°781 3.87 8.32 480 1.25 800

ВО—06°1184 3.87 7.03 250 3.58 280

ВО—10°1214 3.88 7.23 280 2.30 430

ратура, V — Му — модуль расстояния с учетом межзвёздного поглощения (в звёздных величинах), ^(рИу8) — расстояние до звезды в парсеках, определенное по модулю расстояния, п — параллакс, в угловых миллисекундах дуги по данным Н1ррагсоБ, ^(раг) — расстояние, определённое по параллаксу в парсеках.

Результаты сравнения расстояний по холодным звёздам показаны на Рис. 2. Анализируя Рис. 2 видим, что данными Н1ррагсоБ для определения расстояний можно пользоваться только если изучаемые объекты находятся ближе 250 пк. Отметим также, что, как правило, расстояния, определённые по параллаксу, завышены по сравнению с определёнными по физическим параметрам. В нашем случае такая закономерность имеет место для 27 звёзд из 33-х, представленных в Таблице 3.

В данной работе мы не будем рассматривать причины такого систематического различия, это предмет будущего анализа. Возможно, определения температур и других физических параметров, полученные на основе многоцветной фотометрии, по крайней мере для холодных звёзд содержат систематические отклонения, которые могут зависеть от температуры звезды.

Несмотря на это обстоятельство в данной работе основным способом определения расстояния до СР-звёзд в Орионе будет использование физических параметров, взятых из работы [19]. Данные Н1ррагсоБ мы также будем использовать, но они будут играть вспомогательную роль.

На среднем расстоянии до ассоциации Ог1 ОВ1 400 пк и при малом межзвёздном поглощении звезда с абсолютной визуальной величиной Му = +3 (даже самые холодные Ат-звёзды имеют большую светимость) будет иметь визуальный блеск

V = 11т. Это значит, что химически пекулярные звёзды всех типов (кроме редких случаев нахождения объекта в очень плотном облаке) являются заведомо ярче 11т. А все более горячие Вр-звёзды, принадлежащие ассоциации, ярче 8—9т.

Как мы видели выше в Таблицах 1 и 2, возраст разных подгрупп ассоциации Ог1ОВ1 составляет от 1 до 20 млн лет, поэтому не приходится ожидать наличия в них маломассивных звёзд — они в своей эволюции ещё не вышли на Главную последовательность. По-видимому, маломассивные звёзды принадлежат переднему фону. А большинство СР-звёзд ассоциации — это массивные Вр-звёзды, видимые как объекты 7—9 визуальной звёздной величины. Спектральная классификация таких объектов выполнялась неоднократно, параметры атмосфер определены надёжно.

2.2. Химически пекулярные звёзды в направлении ассоциации On OB1

2.2.1. Критерии выделения

Мы решили выделить химически пекулярные звёзды из 814 звёзд ассоциации OriOBl, включенных в список Брауна и др. [19]. Критерием того, что звезда является пекулярной, мы примем её наличие в каталоге Ренсона и Манфруа [11].

Имеются отдельные работы, в которых изучаются CP-звёзды ассоциации Ori OB1, не представленные в каталоге [11]. Например, три молодые ртутно-марганцевые звезды в изучаемой нами ассоциации открыли Вульф и Ламберт [21]. В работе указывается, что OriOB1 является наиболее молодым скоплением, в котором обнаружены ртутномарганцевые звёзды. Видимо, результат нуждается в подтверждении, так как указанные три объекта не приведены в каталоге [11]. Поэтому мы не включили их в наш дальнейший анализ, так как это нарушило бы однородность критериев отбора пекулярных звёзд в нашей работе.

Мы считаем, что полнота нашей выборки CP-звёзд в Орионе, включающая объекты до

V = 10m, достаточная. Аномалии, на основании которых делается заключение о пекулярности звезды, хорошо видны даже при визуальном просмотре спектров, поэтому вероятность случайного пропуска CP-звёзд небольшая.

Впервые спектральная классификация звёзд ярче 10m, позволяющая выделить Ap-звёзды, была выполнена Антонией Маури еще в 1898 г. при составлении спектрального каталога HD. За прошедшие 115 лет было проведено несколько фотометрических и спектральных обзоров неба, позволивших уверенно классифицировать все типы химически пекулярных звёзд, поэтому можно считать, что в нашей выборке ярких звёзд в Орионе может быть пропущено лишь незначительное количество объектов. Химически пекулярные звёзды слабее 10m (не находящиеся в очень плотных облаках) — это далёкие объекты, не входящие в ассоциацию OriOB1. Некоторые проблемы могут возникнуть при фотометрической классификации звёзд. Можно не отличить аномалий континуума, характерных для CP-звёзд, от эмиссий или других особенностей, влияющих на спектр, и, тем самым, ложным образом классифицировать звезду как химически пекулярную. Но фотометрическая классификация применяется при изучении очень слабых звёзд в далеких скоплениях, а звёзды ярче 10m, как правило, классифицированы по спектрам.

^(раг), рс

Рис. 2. Сравнение расстояний до холодных звёзд,

проецирующихся на ассоциацию.

2.2.2. Список СР-звёзд, выделенных в направлении ассоциации Оп ОВ1

Используя работы [19] и [11], мы выделили 85 СР-звёзд в направлении ассоциации ОпОВ1. Они представлены в Таблицах 4 и 5. Основная часть из них (59 объектов) — это Вр-звёзды, но, кроме того, мы нашли 23 Ат и 3 Ар-звезды.

Для разных оценок, которые мы предпримем в этой работе, полезно иметь в виду, что на расстоянии 400 пк один градус в картинной плоскости примерно соответствует расстоянию 7 пк.

В Таблице 4 приведены параметры, характеризующие пространственное распределение и кинематику СР-звёзд, а в Таблице 5 — их физические параметры. Звёзды расположены в порядке возрастания номеров по каталогу НЭ. Рассмотрим вначале пространственное распределение и кинематику СР-звёзд в Орионе.

В столбцах Таблицы 4 приведены: номер звезды по каталогу НЭ; номер звезды по каталогу Ренсона и Манфруа [11]; принадлежность к субгруппе (согласно [4], если имеется, или [19]); галактические координаты I, Ь в градусах, собственные движения ца, лз в миллисекундах дуги в год; параллакс п в миллисекундах дуги; лучевая скорость Уг в км/с, взята из базы данных SIMBAD; определенное нами расстояние до звезды ^ в парсеках. Способ получения этой величины будет описан ниже. Видим, что данные о параллаксах имеются для 58 звёзд (68% от всех) и о лучевых скоростях для 52 звёзд (61% от всех).

Как правило, для звёзд, расположенных ближе 250 пк, для определения расстояний до них взяты

Таблица 4. Пространственное распределение и кинематика CP-звёзд в ассоциации Ori OB1

НО Кепэоп Бьй^гоир 1,Ъ, йец таэ/уеаг 7Г, таэ с1, ПК 14, км/ с

32262 8218 а 197.708 -23.104 -6.40 -11.73 3.16 230

33647 8580 а 200.479 -21.785 +6.25 +0.83 2.54 350 +20.1

33917 8560 а 203.679 -22.927 -2.16 -0.30 4.91 400

34317 8730 а 199.811 -19.991 -11.64 -6.61 6.00 220 +7.5

34736 8860 с 208.981 -23.797 -3.00 -1.35 1.78 450 + 15.4

34859 8900 а 205.408 -21.810 +1.27 -0.09 4.00 320

34880 8910 с 207.191 -22.663 -2.56 -4.81 3.55 280 +22.9

34889 8929 с 207.128 -22.603 +1.58 -3.05 4.50 420

34959 8930 а 198.534 -17.955 +0.46 -12.53 3.56 540 +5.0

34979 8937 а 199.334 -18.328 +6.4 -3.8 180

35008 8940 а 203.686 -20.649 -1.67 -0.71 5.47 220 + 11.1

35039 8953 а 202.634 -20.027 +1.23 + 1.13 3.51 300 +28.8

35177 8980 а 200.873 -18.736 -0.95 -1.06 2.87 400 + 16.1

35298 9020 а 200.624 -18.371 +0.38 +0.88 1.88 500 +25.0

35456 9070 а 204.985 -20.396 -3.64 -1.92 1.72 300 +21.8

35502 9120 а 205.328 -20.468 +5.24 -0.53 2.35 430 + 17.8

35548 9150 а 203.264 -19.2814 -1.45 -3.67 4.65 290 -10.4 уаг!

35575 9160 а 204.159 -19.714 + 1.4 -0.6 4.44 360 +8.0

35730 9230 а 199.624 -16.947 +1.18 +0.05 2.86 500 + 18.0

35881 9250 а 202.044 -17.963 +1.01 -0.15 4.76 400 +29.6

35901 9255 а 209.516 -21.751 -0.32 -2.25 2.95 600

36017 9270 с 207.544 -20.559 -7.83 -5.13 3.59 200 + 19.8

36046 9290 ЬЗ 203.744 -18.573 +4.20 +0.29 4.53 500 +28.9

36089 9320 с 205.788 -19.567 -24.66 +28.77 6.60 150

36313 9370 ЬЗ 203.767 -18.050 -2.60 -2.20 400 +31.3

36412 9410 с 208.834 -20.407 +0.72 -1.55 1.00 130 +28.0

36429 9420 а 200.949 -16.295 +2.62 -1.29 5.12 420 +21.9

36485 9440 ЬЗ 203.843 -17.733 -2.10 -14.60 350 +21

36526 9460 Ь2 205.087 -18.310 -0.1 -0.4 550

36540 9480 с 207.824 -19.659 +2.07 -1.05 2.22 420

36549 9490 а 201.746 -16.445 +3.50 -0.92 3.13 480 +22.5

36559 9500 с 207.902 -19.640 +2.50 -1.00 350 + 10.8

36606 9540 с 208.306 -19.744 -0.7 -10.1 210

Таблица 4. Продолжение

НО Кепэоп Бьй^гоир 1,Ъ, deg таэ/уеаг 7Г, таэ с1, ПК 14, км/ с

36629 9550 с 207.954 -19.525 +2.57 -2.19 0.66 460 +21.2

36668 9560 ЬЗ 203.188 -16.986 +0.34 -1.34 4.82 400 +30.1

36670 9570 с 207.795 -19.352 +4.0 -0.1 480

36671 9580 с 208.053 -19.494 -13.5 -15.1 140

36694 9590 ЬЗ 204.025 -17.365 -4.90 +10.80 200

36697 9600 с 210.868 -20.811 -4.56 -16.37 3.20 260

36726 9620 ЬЗ 203.883 -17.226 -0.60 -5.50 260

36811 9640 Ь2 205.607 -18.023 +1.40 +6.32 4.75 115 +6.0

36843 9660 с2 208.353 -19.312 + 13.47 +8.04 5.19 100 + 10.6

36899 9690 сЗ 208.688 -19.389 + 1.2 -2.4 420 +32

36916 9700 с1 207.760 -18.885 -5.70 -0.78 3.74 320 + 10.7

36918 9710 с4 209.541 -19.763 + 1.8 +0.6 480

36955 9740 Ь2 205.257 -17.587 +0.0 +0.6 340

36958 9750 с2 208.366 -19.129 -2.5 +2.0 320 +23

36960 9780 Ь2 209.563 -19.711 + 1.8 +3.8 2.02 500 +27.7

36982 9800 (1 209.067 -19.443 + 1.2 +2.5 600 +38.0

36997 9810 с 206.184 -18.012 +0.11 -1.08 3.39 300

37017 9820 с1 208.177 -18.957 +1.25 +0.48 2.63 380 +29

37041 9830 (1 209.048 -19.372 +2.29 +0.96 2.11 360 +35.6

37058 9850 с2 208.523 -19.071 +3.4 +3.2 500 +22.8

37111 9870 ЬЗ 204.392 -16.854 -1.50 +0.20 270

37114 9880 (11 209.081 -19.222 +0.1 -3.4 350 +31.0

37129 9890 с1 208.202 -18.762 -2.5 +1.3 380 +28

37140 9910 ЬЗ 204.397 -16.795 -1.3 +1.7 400 + 14.7

37149 9920 ь 205.623 -17.427 +1.23 -0.21 2.51 400 + 13.9

37151 9930 с 211.016 -20.097 -4.43 +4.77 5.28 280 +21.1

37210 9950 с 210.166 -19.587 +2.2 -0.0 4320 +36.5

37235 9960 Ь2 204.843 -16.842 -3.80 + 1.00 480 +30

37321 10000 Ь2 205.584 -17.044 +0.77 -0.28 1.56 470 +22.5

37333 10010 Ы 206.541 -17.500 -4.18 -3.68 3.01 330

37410 10040 с 208.162 -18.140 + 15.92 -18.33 9.15 110 +27.7

37444 10060 с 209.064 -18.523 -0.03 -12.95 4.72 90

37470 10070 с 210.135 -18.999 +2.81 -3.03 3.39 370

НО Кепэоп Бьй^гоир 1,Ъ, йец таэ/уеаг 7Г, таэ с1, ПК 14, км/ с

37479 10080 Ы 206.816 -17.325 -1.5 -3.0 460 +29

37525 10110 Ы 206.896 -17.290 -1.23 -0.92 3.24 450

37633 10130 Ы 207.010 -17.145 -2.5 +4.0 420

37642 10150 с 207.637 -17.413 +2.32 -1.31 1.33 500 +5.5

37687 10160 с 207.776 -17.368 -4.69 -3.51 2.81 460

37776 10190 Ы 206.073 -16.342 +3.21 + 1.76 3.03 480 +27.0

37807 10200 с 208.064 -17.283 +1.83 -2.44 0.17 420 +28.8

37808 10210 с 214.441 -20.367 -1.09 -0.33 4.11 240 + 17.9

37874 10220 с 208.450 -17.365 -3.1 -0.5 250

38271 10307 а 202.259 -13.274 -10.51 -4.83 4.99 200

38724 10420 а 201.967 -12.187 1.21 -13.62 3.64 270

38912 10450 а 204.376 -13.119 +2.28 -4.95 2.08 500

39572 10598 а 204.649 -12.022 -12.08 -13.91 4.77 210

40009 10666 с 208.509 -13.316 -9.46 +4.67 7.04 140

40146 10710 с 210.051 -13.822 +8.42 +2.06 -0.82 480

40759 10900 с 210.619 -13.045 -5.42 + 1.46 4.63 250 +36.7

290665 9760 Ь 204.749 -17.298 +0.70 + 1.80 180

294046 9190 а 204.990 -20.042 +1.41 -2.51 2.44 410 + 15.7

294265 9670 сЗ 208.608 -19.386 +3.9 -5.60 330 +30

Таблица 5. Физические параметры CP-звёзд в ассоциации Орион ОB1

НО Вго\уп+(94) Бр, рес V, mag 1с^ Тед Ау, та§ Ро1, % V эт г, км/с Р, days

32262 015а Ат 9.32 3.90 0.53

33647 034 а В9 ^Мп 6.665 3.96 0.05 0.150 35 0.57

33917 051 а АОБ! 9.30 4.48 0.30

34317 062 а Ат 6.410 3.97 0.03 0.110 80 1.75

34736 032 с ВЭБ! 7.860 4.14 0.12 0.184

34859 082 а АОБ! 9.118 4.11 1.06 1.05

34880 045 с В8 Мп 6.412 4.12 0.28 0.304 50

34889 047 с ВЭБ! 8.730 4.11 0.17 0.281

34959 086 а Вбр 6.52 4.16 0.12 0.936 225

Таблица 5. Продолжение

НО Вго\уп+(94) Бр, рес V, mag 1<^ Тед АУ, та§ Ро1, % V вт г, км/с Р, days

34979 087 а Ат 9.10 3.93 0.65

35008 089 а В8 Б1 7.095 4.08 0.12 0.500

35039 091 а В2 Не-г 4.703 4.30 0.13 0.000 10

35177 098 а ВЭБ! 8.159 4.14 0.11 0.53

35298 106 а В6 Не-\ук 7.91 4.20 0.08 0.119 50 1.85

35456 121 а В7 Не-\ук 6.936 4.16 0.24 0.216

35502 124 а В6 БгСгБ! 7.327 4.20 0.32 0.330 240 1.7

35548 125 а В9 HgMn 6.560 4.04 0.09 20

35575 127 а ВЗ Не-\ук 6.402 4.28 0.16 0.140 115

35730 137 а В4 He-wk 7.175 4.28 0.07 0.180 85

35881 150 а В8 Не-\ук 7.782 4.15 0.09 0.430 200

35901 081 с В9 Б1 9.196 4.03 0.16 0.620

36017 084 с Ат 7.536 3.89 0.12

36046 007 Ь В8 Не-\ук 8.070 4.19 0.15

36089 087 с Ат 8.66 3.87 0.00

36313 014 Ь В8 Не-\ук 8.174 4.11 0.12

36412 100 с Ат 9.467 3.92 1.91

36429 194 а В6 He-wk 7.560 4.23 0.15 0.330

36485 020 Ь В2 Не-г 6.828 4.29 0.12 0.000 40 1.7

36526 023 Ь В8 He-wk,Si 8.29 4.22 0.18 1.84

36540 106 с В7 Не-\ук 8.16 4.20 0.59 1.640 2.17

36549 198 а В7 Не-\ук 8.560 4.16 0.09 0.115

36559 110с АОр 8.810 4.05 0.05 0.280 135

36606 112с Ат 8.74 3.95 0.26

36629 114с ВЗ He-wk 7.648 4.32 0.69 1.843 21

36668 031 Ь В7 He-wk,Si 8.05 4.00 0.01 2.12

36670 117с Ат 8.899 3.99 0.04 0.600 80

36671 118с Ат 8.675 3.89 0.30 0.390

36694 034 Ь Ат 9.107 3.92 0.23

36697 119с Ат/Ар 8.65 4.00 0.26 0.440 9

36726 037 Ь Ат 8.828 3.96 0.04

36811 042 Ь Ат 7.063 3.93 0.16

36843 127 с Ат 6.82 3.96 0.30

HD Brown+(94) Sp, pec V, mag log Teff Ay, mag Pol, % v sin i, км/с P, days

36899 132 с B9Sr 9.49 3.98 0.03 0.890 250

36916 133 с В8 He-wk,Si 6.723 4.03 0.00 0.270 35 1.56

36918 134 с В9 He-wk 8.34 4.16 0.09 150

36955 052 b А2 CrEu 9.530 3.89

36958 139 с B3 He-wk 7.31 4.23 0.28 0.935 50

36960 141 с BO Si 4.78 4.45 0.07 0.110 30

36982 003 d B2 He-r 8.43 4.33 0.94 1.007 105

36997 146 с B9 SiSr 8.37 4.12 0.19

37017 152 с B2 He-r 6.553 4.32 0.21 0.250 160 0.90

37041 007 d BO He-r 5.08 4.50 0.62 0.792 120

37058 160 с B2 He-wk,Sr 7.32 4.31 0.15 0.540 21 14.6

37111 059 b Am 8.83 3.99 0.03

37114 Oil d B8p 9.01 4.03 0.04 0.390 210

37129 167 с B3 He-wk 7.130 4.27 0.12 0.320 60

37140 063 b B8 SiSr 8.56 4.18 0.69 2.71

37149 065 b B7 He-wk 8.05 4.14 0.05 370

37151 170 с B8 He-wk 7.38 4.31 0.04 0.130 125 0.8

37210 174 с B8 He-wk 8.08 4.12 0.05 0.110 11.05

37235 069 b B9 He-wk 8.13 4.13 0.06 257

37321 075 b B5 He-wk 7.09 4.18 0.17 0.140 85

37333 077 b A0 Si 8.50 4.01 0.22

37410 190 с Am 6.862 3.96 0.18

37444 195 с Am 7.64 3.92 0.50

37470 198 с B8 Si 8.23 4.09 0.42 1.511

37479 086 b B2 He-r 6.66 4.39 0.25 175 1.19

37525 088 b B6 He-wk 8.06 4.21 0.17

37633 093 b B9 EuSi 9.01 4.12 0.44 1.57

37642 209 с B9 He-wk,Si 8.04 4.23 0.14 1.08

37687 211 с B7 He-wk 7.038 4.16 0.51

37776 104 b B2 He-r 6.98 4.16 0.28 0.850 80 1.53

37807 215с B4 He-wk 7.87 4.22 0.15 0.300 25

37808 216с B9 Si 6.455 4.19 0.03

37874 218с Am 9.64 3.91 0.41

Таблица 5. Продолжение

HD Brown+(94) Sp, pec V, mag log Teff Ay, mag Pol, % v sin i, км/с P, days

38271 245 а Am 8.57 3.95 0.38

38724 254 а Am 9.13 3.93 0.44

38912 257 а B8 Si 9.37 4.08 0.96 0.428

39572 263 а Am 8.41 3.92 0.29

40009 283 с Am 9.05 3.91 0.22

40146 289 с A0 Si 9.38 4.01 0.48

40759 308 с A0 CrEu 8.53 4.00 0.14

290665 128 b B9 SrCrEuSi 9.44 3.86 0.19

294046 304 а B9 Si 8.26 4.18 0.20

294265 340 с Am 10.232 3.92 0.34 200

параллаксы Hipparcos. Детально процедура оценки описана в комментариях к отдельным звёздам. Мы нашли, что для близких звёзд их абсолютные величины, полученные по параллаксам, достаточно хорошо совпадают с данными, взятыми из работы [19]. Расстояния до более далеких объектов оценены по физическим параметрам.

Собственные движения измерены для всех CP-звёзд. Это позволяет построить трёхмерную картину пространственного распределения звёзд нашей выборки и изучить движение большей части из них.

В Таблице 5 помещены: номер звезды по каталогу HD, обозначение звезды в списках [19], спектр и тип пекулярности (согласно каталогу [11]), звездная величина V, логарифм температуры log Teff и поглощение Ay (в звездных величинах), межзвёздная или околозвёздная поляризация в направлении объекта Pol (из работы [22]), данные o скорости (в км/с) и периоде вращения (в сутках), взятые из базы данных VizieR.

Межзвездная (или околозвездная) поляризация определена для 41 звезды, проекция скорости вращения на луч зрения v sin i — для 35, и период вращения P — всего для 19 объектов. Таким образом, построить модели всех выделенных звёзд пока еще невозможно из-за недостатка наблюдательных данных.

На Рис. 3 приведено сравнение физических параметров нормальных и пекулярных звёзд, выделенных нами, с общим списком звёзд из работы Брауна и др. [19]. Видим, что выборка пекулярных звёзд по эффективной температуре и светимости смещена по сравнению с общей. Доля горячих

звёзд в ней больше. Если максимум распределения по эффективной температуре для всей выборки приходится на log Teff = 3.95, то для CP-звёзд он достигается на logTeff = 4.15. Соответственно, существенно различается и распределение абсолютных величин My и светимостей log L. Это хорошо видно на Рис. 3.

Сделаем некоторые количественные оценки. Так как максимум распределения 814 звёзд по эффективным температурам приходится примерно на log Teff = 4.0, разделим все звезды на две группы, примерно равные по количеству звезд: 1) с эффективной температурой log Teff > 4.0 и 2) с log Teff < 4.0. Посмотрим, имеются ли различия по температурам в различных подгруппах ассоциации. Результат приведен в Таблице 6.

Таким образом, доля звёзд с эффективной температурой более 10000 К составляет 53.9%. Видим, что доля горячих звёзд наибольшая для наиболее молодых и малочисленных внутренних

Таблица 6. Распределение звёзд по температурам в разных подгруппах ассоциации

Подгруппа log Teff > 4.00 log Teff < 4.00 Сумма

a 159 152 311

b 100 39 139

с 167 183 350

d 13 1 14

Итого 439 375 814

250

200

(S

150

100

50 -

3.8

250

200

150

100

50

250

200

- 150

100

50

4.0

4.2

4.4

4.6

-6 -4

20

24

0123456

20 -

15

£ 10

3.8

4.0

4.2 4.4

log TeS

4.6

20

15

10

-6 -4 -2 0

My

20

15

10

240

12345

bg L

Рис. 3. Сравнение физических параметров пекулярных и нормальных звёзд в списке [19].

подгрупп ассоциации (Ь) =71.9% и (ф = 92.9%. Для внешних подгрупп эта величина составляет (а) = 51.1% и (с) = 47.7%.

В дальнейшем в настоящей работе частоту встречаемости СР-звёзд и другие параметры будем искать в каждой подгруппе раздельно для двух указанных выше температурных интервалов.

3. КОММЕНТАРИЙ К ВЫДЕЛЕННЫМ СР-ЗВЁЗДАМ

Мы приведем здесь комментарии к каждой из 85 СР-звёзд, выделенных из списка [19]. Используя литературные данные, мы оценим расстояния до каждой из них с целью удостовериться в принадлежности звезды к ассоциации ОпОВ1. Наиболее удобно сравнить абсолютные звездные величины объектов, полученные разными способами, в случае больших разногласий в качестве ориентира можно использовать диаграмму “спектр-светимость” для нормальных звёзд.

Воспользуемся данными о визуальных величинах V, Му и Лу из указанной работы. При использовании дополнительных сведений будут приведены соответствующие ссылки. Абсолютная величина в полосе V, вычисленная нами по параллаксу с

учетом межзвёздного поглощения, обозначена как Мр.

Для некоторых объектов в работе [19] приведенные величины My совершенно не соответствуют представленным в той же работе эффективным температурам log Teff. В случае возникновения больших расхождений будем принимать во внимание также и стандартное соотношение между эффективной температурой и болометрической абсолютной звездной величиной, полученной в работе [23].

Для горячих объектов нашей выборки болометрические поправки достигают 1m и больше, поэтому их надо принимать во внимание при анализе расстояния до звезды и других её параметров.

3.1. HD 32262= HIP23417= Renson8218 = Brown 015a

Слабо изученная Am-звезда. Абсолютная величина, вычисленная по параллаксу с учетом межзвёздного поглощения, Mp = +1.3, что очень сильно отличается от величины My = +2.6. Болометрическая поправка BC = —0m05.

0

5

5

0

6

Учитывая большое собственное движение, а также то, что при log Tff = 3.90 стандартное значение М(bol) = +2.0 [23], можно предположить, что расстояние до звезды, полученное по параллаксу, является завышенным, а My = +2.6, найденное в работе [19] — слишком заниженным. Поэтому в качестве компромисса возьмем стандартное значение M(bol) = +2.0. Тогда модуль расстояния до звезды составляет 6m8 и d = 230 пк. Если это так, то Am-звезда HD 32262 с большой вероятностью является объектом переднего фона и не принадлежит ассоциации.

3.2. HD33647 = HIP24196 = Renson8580 = Brown 044a

Яркая ртутно-марганцевая звезда. Спектрально-двойная SB2, возможно имеется третий компонент. В базе данных SIMBAD указано, что HIP 24196 включает компоненты CCDM J05117+0031AB. Яркость компонента А:

V = 7.1, компонента B: V = 7.6. Компонент В (HU 33) находится на угловом расстоянии р = 0".1 от компонента А, орбитальный период 143 d39.

Вольф [24] нашла: Teff = 14 600 K,

M(bol) = —1.06, SB2. Как видим, эффективная температура здесь существенно выше, чем представлено в работе [19] (logTeff = 3.96). Вопрос о температуре звезды нуждается в дополнительном обсуждении — по видимому в работе [19] она занижена.

Включена в каталог тройных и четверных звёзд Токовинина [25]. Масса первичной компоненты равна 3.84 MQ, вторичной — 3.68 MQ, третьей —

3.26 MQ. Внешний период равен 4d72, внутренний — 1d 40.

Катанзаро и Лето [26] провели исследования лучевых скоростей, по результатам измерений которых найден орбитальный период около 25d и эксцентриситет e = 0.45.

С учетом межзвёздного поглощения Ay = 0.05 и найденного из измерений параллакса модуля расстояния 7m98, мы должны были бы получить Mp = —1.26. Разногласие с величиной My = +0.2 очень значительное. Болометрическая поправка равна —0m15, следовательно M(bol) = +0.05. Различия ликвидировать не удалось. Примем абсолютную величину звезды, определенную Вольф [24], M(bol) = —1.0, тогда получаем модуль расстояния 7m7 и d = 350 пк. Звезда входит в ассоциацию.

3.3. НО 33917= Н1Р24342= Явтоп8650 = Вг051а

Звезда с усиленными линиями кремния (А0 Si). Учитывая параллакс и межзвёздное поглощение, получаем Мр = +2.46, различия с Му = +1.4 очень существенные. Следует обратить внимание, что указанное в работе [19] значение 1с^ Тед- = 4.48 грубо не соответствует приведенной в той же работе величине Му. Возможно, это опечатка. Используя различные сведения из базы данных VizieR, можно оценить, что эффективная температура НО 33917 может быть около 10 000 К или несколько ниже, поэтому примем М(Ьс1) = —1.0. Включена в каталог звёзд Ае/Ве Хербига в близких ОВ-ассоциациях [27] с примечанием “член ассоциации ОпОВ1а.” В нём указаны следующие параметры звезды: поглощение Лу = 0.10, Тед- = 3.96, масса звезды М = 2.1 М&. В работе [28] определены масса звезды М = 1.9 М& и её возраст £ = 11.0 млн лет.

Мы считаем, что параллакс звезды определен ошибочно и реальное расстояние до объекта примерно в два раза больше, примерно 400 пк. Все полученные данные указывают на то, что звезда входит в ассоциацию Оп ОВ1.

3.4. НО 34317= HR 1724 = Н1Р24607= Renson 8730 = Вгоп^п 062а В каталоге Ренсона и Манфруа [11] отмечена как Ат или Ар. Исходя из расстояния 170 пк, найденного по параллаксу, получаем абсолютную величину Мр = +0.30. Согласие абсолютных величин Мр и Му хорошее, что указывает на достаточно хорошую надежность величины полученного расстояния. Му = —0.2, а с учетом болометрической поправки М(Ьс1) = —0.4. По расстоянию, найденному по физическим параметрам, звезда оказывается дальше: й = 220 пк. Оба значения расстояния указывают, что объект находится на переднем плане ассоциации Оп ОВ1 и (скорее всего) не является её членом. Дополнительным доказательством этого утверждения являются сведения о массе (2.66 М&) и эволюционном возрасте 0.828 (данные взяты из базы данных VizieR). Если эволюционный возраст вычислен правильно, получаем независимое подтверждение того, что звезда не является членом молодой ассоциации — она уже слишком сильно проэволюционировала, что требует длительного времени жизни на Главной последовательности.

Судя по полученным параметрам, звезда относится к классу Ар, особенно принимая во внимание тот факт, что найдена фотометрическая переменность [29] с периодом 0?57 и амплитудой 0т03. У Ат-звёзд ни фотометрической, ни спектральной переменности, связанной с вращением, до настоящего времени не обнаружено.

3.5. HD34736 = HIP24828 = Renson 8860 =

Brown 032c

Звезда типа В9 Si. Согласно параллаксу, модуль расстояния равен 8m75, и абсолютная величина с учетом поглощения Mp = —1.0. По сравнению с My = 0.1 разница существенная.

Возможно, неточно определено расстояние по параллаксу, и звезда может находиться ближе. Но в этом случае её эффективная температура должна быть ниже, чем предлагают Браун и др. [19] (log Teff = 4.14, что дает M(bol) = —1.0). Если же параллакс и температура правильные, то звезда находится за ассоциацией или в далекой от наблюдателя её части. В спектре наблюдается достаточно интенсивная депрессия на Л 5200 A, величина Да = 0.017. Сведений о периодической переменности и наличии магнитного поля не имеется.

Судя по данным, помещенным в базу данных VizieR, эффективная температура звезды должна быть несколько ниже, чем представлено в работе [19] — около 12 000 К, что дает стандартную абсолютную величину M(bol) = —0.5. Тогда модуль расстояния равен равен 8m25, d = 450 пк, и звезда является членом ассоциации.

3.6. HD 34859 = HIP24922 = Renson 8900 =

Brown 082a

Звезда спектрального класса А0 с усиленными линиями кремния. Отметим сильное поглощение в направлении объекта — Ay = 1.06. По параллаксу расстояние до звезды составляет 250 пк, а вычисленная с учетом межзвёздного поглощения абсолютная величина Mp = +1.1 в недостаточно хорошем согласии с My = +0.5. Болометрическая величина звезды M(bol) = +0.2. Будем считать определения Брауна и др. [19] более предпочтительными.

Найден фотометрический период 1 d. 05 [29]. В каталоге [28] приведены масса звезды M = 2.6 MQ и возраст t = 7.0 млн лет. Объект находится в списке звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27]. Приведем некоторые параметры из этой работы: поглощение Ay = 0.65, log Teff = 4.03, масса звезды M = 2.1 MQ, член ассоциации Orion OB1a. Видим, что поглощение, приведенное в работе [28], существенно меньше, чем в [19]. Это увеличивает модуль расстояния на 0m4.

Учитывая неточности определения сильного поглощения на пути к звезде, способного оказать влияние на определение её физических параметров, можем сделать утверждение, что параллакс определен неточно и звезда является членом ассоциации.

3.7. HD S4SSG = HIP24925 = Renson 890 = Brown G45c

Ртутно-марганцевая звезда, главный компонент в двойной системе ADS3926A. Визуальный блеск V = 6.41, абсолютная звездная величина My = —0.6, межзвёздное поглощение Ay = 0.2В. Параллакс п = 3.55 mas, что указывает на расстояние d = 2В0 пк. Вторичный компонент (BU 189) находится на расстоянии p = 4".4 от А. На угловом расстоянии 0". 5 от А был найден третий компонент Ab. Макаганюк и др. [30] провели магнитно-доплеровское картирование поверхностей нескольких ртутно-марганцевых звёзд, включая цитируемую, нашли пятна марганца, но не обнаружили магнитного поля более 10 Гс. Объект проецируется на подгруппу (c) ассоциации OriOB1, но найти расстояние до этой сложной кратной системы точно не удалось. Поэтому не исключено, что она не является членом ассоциации.

3. S. HD S4SS9 = HIP2493в = Renson S92G = Brown G47c

Звезда с усиленными линиями кремния типа B9 Si. Находится на угловом расстоянии 5^2 от HD 34880, что соответствует примерно 0.6 пк в картинной плоскости. Параллаксы обеих звёзд (3.55 mas и 4.50 мсд) в пределах ошибок одинаковы, но точность определения расстояний по ним низкая. Тем не менее, следует проверить, не являются ли эти две пекулярные звезды пространственно близкими. С учетом межзвёздного поглощения находим Mp = +1.В. Различия с My достигают 1 m3, что существенно. Видимо, температура звезды у Брауна и др. [19] завышена. Данные из базы VizieR указывают скорее на Tgff = 10 000 K и My = +0.5. Тогда модуль расстояния равен Вm 1 и d = 420 пк. Расстояние по параллаксу определяется неправильно. Звезда находится в списке звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27] с параметрами: Ay = 0.01, logTgff = 4.02, M = 2.В Mq. Находится в ассоциации Ori OB1c

Данные о поглощении свидетельствуют об отсутствии плотной околозвездной оболочки. В работе [28] приведены следующие сведения: масса звезды M = 2.2 Mq, возраст t = 6.В млн лет. Объект является членом ассоциации OriOB1 и, по-видимому, составляет только оптическую пару с пекулярной звездой HD 34880.

3.9. HD 34959= HIP25G11 = HR 17в1 = Renson S93G = Brown GS6a

В каталоге [11] отмечена как пекулярная звезда спектрального класса В6. Однако, в некоторых

оригинальных статьях обозначена как Be-звезда. (например, [31]). По некоторым данным, приведенным в базе VizieR, звезда двойная, яркий компонент — Be-звезда, а слабый — нормальная поздняя B-звезда. В направлении на объект наблюдается не очень сильное межзвёздное (или околозвездное) поглощение Ay = 0.29, но очень сильная поляризация — 0.936%, возникающая, по видимому, в оболочке Be-звезды.

Параллакс п = 3.56 mas, что соответствует модулю расстояния 7m24 и абсолютной величине звезды Mp = —1.0, что почти на 2m слабее рассчитанной величины My = —2.7. Явно видно, что расстояние по параллаксу определяется неправильно. Используя данные работы [19], находим модуль расстояния 9m 1 и расстояние 650 пк. Но в указанной работе звезды не разделяются как двойные. B качестве величин V и My принят суммарный блеск компонент. Если принять, что обе компоненты имеют равный блеск, то находим d = 540 пк. Звезда находится в каталоге переменных звёзд рассеянный скоплений [32], классифицируется как Be-звезда с амплитудой переменности 0m3.

Учитывая неточность нашей оценки можем предположить лишь, что, видимо, звезда находится на дальнем от нас краю ассоциации.

3.10. HD 34979 = Renson 8937= Brown 087a

Неизученная Am-звезда. Параллакс не определен. Находится на расстоянии примерно 6 пк в картинной плоскости от HD 34959. My = +2.2, сильное межзвёздное (или околозвездное) поглощение Ay = 0.65, модуль расстояния 6m3. Таким образом, расстояние до объекта d = 180 пк указывает на то, что это звезда переднего плана и не является членом ассоциации.

3.11. HD 35008 = HIP25025 = Renson 8940 =

Brown 089a

Магнитная Bp-звезда с усиленными линиями кремния. Расстояние до неё, вычисленное по параллаксу, d = 183 пк, модуль расстояния 6m31. Таким образом, учитывая практическое отсутствие межзвёздного поглощения, получаем Mp = +0.78. My = +0.3. Так как эффективная температура звезды Teff = 11400 к, нам представляется, что её болометрическая абсолютная величина должна быть около 0m0.

Сведений о двойственности звезды нет. Спекл-интерферометрия звезды не подтвердила наличия спутников [33].

Межзвездная поляризация Pol = 0.500%, что плохо согласуется со сведениями о слабости межзвёздного поглощения. По всем литературным данным звезда является членом ассоциации OriOB1,

поэтому возможно требуется пересмотр данных

о параллаксе. Современное значение параллакса п = 5.47 mas представляется завышенным.

Оценим расстояние, считая My = +0.3. Тогда модуль расстояния равен 6m7, и d = 220 пк, что тоже указывает на относительную близость звезды. Звезда находится в списке звёзд Ае/Ве Херби-га близких OB-ассоциаций [27] с параметрами: Ay = 0.00, logTeff = 4.02 и масса M = 3.7Mq. Объект в этой работе показан членом ассоциации OriOB^. Принадлежность звезды к скоплению отмечается также и в работе Баньюло и др. [34], в которой изучаются магнитные А и B-звёзды в рассеянных скоплениях. Согласимся с авторами указанных работ и примем, что HD 35008 принадлежит ассоциации.

Звезда магнитная, в каталоге Романюка и Кудрявцева [35] представлено одно измерение продольного поля Be = —340 Гс

3.12. HD 35039 = HIP25044 = Renson 8953 = Brown 091a

Яркая спектрально-двойная звезда (SB1) 22Ori. В каталоге [11] представлена, как звезда с усиленными линиями гелия. В базе данных VizieR можно найти следующие параметры: орбитальный период 293d, масса M = 9.0 Mq, возраст 18 млн лет. По параллаксу расстояние до звезды d = 285 пк, таким образом, с учетом поглощения Mp = —2.7, что прекрасно согласуется с My. По данным из работы [19], расстояние до звезды 290 пк, в прекрасном согласии с расстоянием, полученным по измерениям параллакса.

В работе [36] проведен анализ содержания серы, при этом наилучшим образом подошли следующие параметры атмосферы: Teff = 20 550 K, logg = 3.74, ф = 8 км/с, v sin i = 9 км/с.

Спектральная классификация звезды неоднозначна. В некоторых работах (взятых из базы данных SIMBAD) её относят к подтипу в Cep, в то же время она находится и в каталоге звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях [27] с указанием на её членство в подгруппе (а). В [27] приведены следующие параметры: Ay = 0.27,

logTeff = 4.40, M = 13.3 Mq. В двух последних работах эффективная температура звезды существенно выше принятой в работе [19], значит и светимость, и расстояние до звезды тоже больше. Поэтому можно считать, что звезда находится в ассоциации.

В каталоге магнитных звёзд [35] объекта нет. Необходимо провести наблюдения с зеемановским анализатором.

3.13. HD 35177= HIP25163= Renson 8980 =

Brown 098a

Bp-звезда с усиленными линиями кремния. Учитывая параллакс и межзвёздное поглощение Ay = 0.07, получаем абсолютную величину Mp = +0.37, что не очень согласуется с определениями My = —0.1. Болометрическая поправка равна —0 m6, поэтому M(bol) = —0.7, что и должно быть для звезды с температурой log Tff = 4.14.

Нам представляется, что абсолютная величина, найденная Брауном и др. [19], более правильная, чем определённая по параллаксу. Таким образом, модуль расстояния 8 m0, и расстояние до звезды — 400 пк.

Сведений о двойственности и магнитных измерениях нет. Наблюдается фотометрическая переменность с периодом 0d53, одним из самых коротких для CP-звёзд. Находится на угловом расстоянии 26' от известной магнитной звезды HD 35298, что соответствует расстоянию между ними 3.0 пк (в картинной плоскости).

Находится в каталоге звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях [27] со следующими параметрами: Ay = 0.07, log Teff = 4.08, масса M = 3.2 Mq . Звезда является членом ассоциации, подгруппа (а).

3.14. HD 35298 = HIP25325 = Renson 9020 =

Brown 106a

Магнитная химически пекулярная звезда с аномально слабыми линиями гелия. Параллакс п = 1.88 mas соответствует модулю расстояния 8m63. Тогда абсолютная величина с учетом поглощения Mp = —0.8, что неплохо соответствует величине My = —0.4. Можно оценить расстояние до звезды в 500 пк. Болометрическая величина звезды M(bol) = —1.3, что несколько меньше, чем должно быть для звезды с эффективной температурой 16 000 К.

По данным работы [28] масса звезды M = 1.6 Mq, а возраст t = 8.6 млн лет.

Согласно каталогу [35], продольное поле Be меняется в пределах —2800 Гс до +2900 Гс (по пяти измерениям). В 2010—2013 гг. мы выполнили десять новых измерений [37], что позволило построить кривую переменности продольной компоненты с экстремумами поля —3000 Гс и +3000 Гс. Признаков двойственности не обнаружено, что подтвердила спекл-интерферометрия звезды [33].

Включена в каталог звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях с параметрами: Ay = 0.00, log Teff = 4.03, M = 3.9 Mq . Несомненно, звезда является членом ассоциации Ori OB1.

3.15. HD 35456 = HIP25293 = Renson 9070 =

Brown 121a

Звезда с ослабленными линиями гелия, главный компонент двойной системы ADS 4007 AB. Спекл-интерферометрия звезды показала, что на расстоянии р = 0". 8 имеется спутник, слабее на 3m [33].

По параллаксу п = 1.72 mas получаем модуль расстояния 8m82. Абсолютная величина Mp с учетом поглощения равна —2m 1, что на 1m5 ярче, чем My. M(bol) = —1.3, что соответствует log Teff = 4.16.

Тем не менее, нам представляется, что определять расстояние по параллаксу не следует из-за низкой точности, тем более учитывая факт двойственности звезды. Используя My = —0.6 получаем модуль расстояния 7 m3 и d = 300 пк.

Магнитная звезда, в каталоге [35] по шести измерениям указаны экстремумы продольного поля

—300 Гс и +1080 Гс. В 2010—2012 гг. мы получили два новых измерения (+700 Гс и —400 Гс).

Объект находится на угловом расстоянии 21' от звезды HD 35502, что соответствует расстоянию 2.5 пк в картинной плоскости, и на таком же угловом расстоянии, 21', от HD 294046. Звезда является членом ассоциации.

3.16. HD 35502 = HIP25327 = Renson 9120 =

Brown 124a

Магнитная звезда в двойной системе — BDS2719A. Тип пекулярности B6 SrCrSi. Разделяется методами спекл-интерферометрии [33]. Спутник на расстоянии 0". 07 слабее на 2m3. Возможно, это третий компонент. Компонент В имеет визуальную величину V = 9.16 и находится на расстоянии 135'' (согласно базе данных VizieR).

Параллакс п = 2.35 mas указывает на модуль расстояния 8m 14. Таким образом, с учетом поглощения, Mp = —1.1, а это значит, что различие с величиной My = —0.2 значительное. Болометрическая поправка равна —0m9, следовательно, M(bol) = —1.1. При температуре log Teff = 4.20 величина M(bol) должна быть около —2m. Это означает, что Браун и др. [19] занизили светимость звезды, она находится дальше. Следовательно, расстояние, определенное по параллаксу, 430 пк или несколько больше, более правильное, чем найденная по данным [19], d = 280 пк.

Включена в каталог звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях с параметрами: Ay = 0.26, log Teff = 4.14, масса M = 4.4 Mq . Член подгруппы (а) ассоциации. Межзвёздное поглощение Ay такое же, как и для близкой по угловому расстоянию звезды HD 35456. Звезда является членом ассоциации Ori OB1. Объект представлен в каталоге [35]. Продольное поле по шести измерениям меняется от —2250 до —100 Гс.

3.17. HD S554S = HIP25365 = Renson 915G = Brown 125a

Спектрально-двойная, компонент системы ADS4020 — пекулярная звезда B9 HgMn. Ма-каганюк и др. [30] провели исследование звезды и нашли пятна химических элементов, в частности марганца. Признаков магнитного поля величиной более 20 Гс не обнаружено. Наше одно измерение (Be = —20 ± 25 Гс) также не показывает наличия поля.

HIP 25365 включает компонент А (V = 7.26, My = —0.1, Ay = 0.09) и компонент B (v = 7.ВВ, sep = 0”. 30). Имеется спекл-орбита [38].

В базах данных приведена лучевая скорость звезды, меняющаяся —10 до —30 км/с. Это резко отличает её от других CP-звёзд в Орионе из нашей выборки, имеющих положительные лучевые скорости (см. Таблицу 4).

Параллакс п = 4.65 mas, модуль расстояния 6m6, Mp = 0.0 в прекрасном согласии с величиной My = —0.2. M(bol) = —0.5, что указывает на абсолютную величину звезды несколько выше стандартной. Учитывая двойственность и связанные с этим дополнительные ошибки в измерениях параллакса, нельзя брать их за основу при определении расстояния. Примем за основу параметры, найденные в [38]: V = 7.26, My = —0.1, Ay = 0.09, тогда расстояние до звезды составляет 290 пк. Объект находится близко от границы ассоциации, но скорее всего не является ее членом. Нужны дополнительные исследования.

3.1S. HD 35575 = HIP2536S = Renson 916G = Brown 127a

Звезда с аномально слабыми линиями гелия (спектр B3 He-wk). Судя по расстоянию, полученному по параллаксу, объект находится в ближней к нам границе скопления. Найденная величина Mp = —0.4 находится в неплохом согласии с My = —0.9. Болометрическая поправка для звезды с log Tgff = 4.2В равна —1m4, следовательно M(bol) = —2.3, несколько ниже, чем должно быть для звёзд соответствующей температуры (—3 m0). По-видимому, более реальное My = —1.5, и расстояние до звезды 360 пк.

В работе [28] приведена масса звезды M = 5.0 Mq и возраст 7.3 млн лет. В работе [27] объект включен в список звёздтипа Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях в качестве члена ассоциации OriOB1а со следующими параметрами: Ay = 0.22, log Tgff = 4.36, масса M = 9.0 Mq . Несмотря на все указанные разногласия, данные наблюдений указывают на то, что звезда несомненно является членом ассоциации.

В каталоге [35] отсутствует, но впоследствии нами было проведено одно измерение с результатом Be = +480 ± 200 Гс. Дискуссия по вопросу о поле будет проведена во второй статье цикла.

3.19. HD 35730 = HIP25477= Renson 9230 =

Brown 137a

Звезда с ослабленными линиями гелия (спектр B4 He-wk). My = —0.6, Ay = 0.07. Параллакс п = 2.86 mas указывает на модуль расстояния 7m72. С учетом поглощения находим Mp = —0.6 в полном согласии с величиной My. Расстояние до звезды 350 пк. M(bol) = —2.0, что несколько ниже, чем стандартные значения абсолютной величины для звёзд с температурой log Teff = 4.28, принятой Брауном и др. [19]. Нам представляется, что звезда имеет большую светимость и находится дальше. Как и для предыдущей звезды, оценим для неё My = —1.5, поглощение несущественное и поэтому расстояние d = 500 пк

Вполне возможно, что температура log Teff = 4.28 завышена в [19]. Тогда звезда находится несколько ближе. В любом случае — по расстоянию она является членом ассоциации OriOB1. В работе [28] оценивают массу звезды M = 5.0 Mq и возраст 15.9 млн лет. Звезда помещена в список звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27] с параметрами: Ay = 0.10, logTeff = 4.25, масса M = 5.1 Mq.

В каталоге [35] не присутствует, однако в дальнейшем в 2010—2012 гг. нами проведены четыре измерения, которые указывают на поле Be от —450 до +250 Гс.

3.20. HD 35881 = HIP25567= Renson 9250 =

Brown 150a

Звезда с ослабленными линиями гелия (спектр B8 He-wk). При относительно слабом межзвёздном поглощении Ay = 0.09 наблюдается достаточно сильная межзвёздная (или околозвездная) поляризация Pol = 0.430%. Параллакс п = 4.76 mas соответствует Mp = +1.1. Очень большая разница с величиной My = —0.3. M(bol) = —1.0, что соответствует эффективной температуре. Более правильной нам представляется абсолютная величина звезды, найденная в [19], тогда модуль расстояния равен 8m0, и звезда находится на расстоянии 400 пк.

Звезда включена в список Ае/Ве звёзд близких OB-ассоциаций [27] с параметрами: Ay = 0.10, log Teff = 4.13, масса M = 3.8 Mq . Эти параметры практически совпадают с данными работы [19], поэтому мы приходим к заключению, что HD 35881 является членом ассоциации Ori OB1.

В каталоге магнитных звёзд [35] не значится. В 2010—2012 гг. нами было проведено три измерения Be. Звезда имеет очень широкие линии в спектре, профили сложные, поэтому измерения поля затруднены. Тем не менее, мы считаем, что звезда магнитная, и оцениваем величину поля примерно в

1 кГс.

3.21. HD 35901 = HIP25567= Renson 9250 =

Brown 091c

Звезда с усиленными линиями кремния типа B9 Si. При относительно слабом межзвёздном поглощении Ay = 0.16 наблюдается достаточно сильная межзвёздная (или околозвездная) поляризация Pol = 0.620%. Сведения о лучевой скорости, периоде и скорости вращения отсутствуют. По параллаксу модуль расстояния составляет 7m65, Mp = +1.4, что значительно расходится с величиной My = —0.3. M(bol) = —0.5. Судя по температуре, звезда должна иметь несколько меньшую абсолютную величину. Более низкая температура звезды подтверждается при рассмотрении данных из базы VizieR. Мы полагаем, что более подходящим является значение My = 0.0 или несколько меньше. Тогда расстояние до объекта не более 600 пк.

Расстояние до объекта нуждается в уточнении, так как, возможно, неточно учтено межзвёздное поглощение, звезда находится ближе и является членом ассоциации. Указания на её членство в ассоциации имеется в нескольких работах, приведенных в базе данных VizieR. Сведений о магнитном поле нет.

3.22. HD36017= HIP25636= Renson9270 =

Brown 084c

В каталоге Ренсона и Манфруа [11] — Am-звезда. Параллакс п = 3.59 mas, что соответствует модулю расстояния 7m22. С учетом поглощения Mp = +0.2, что существенно расходится с My = +0.9. Болометрическая поправка незначительна. Мы полагаем, что звезда с log Teff = 3.89 будет более слабой абсолютной величины, чем следует из параллакса. Следовательно, она находится ближе. Если принять, что эффективной температуре больше соответствует My = +0.9, то получаем расстояние до звезды d = 200 пк. Это значит, что мы наблюдаем объект переднего плана.

3.23. HD 36046 = HIP25664 = Renson 9290 =

Brown 007b

Звезда с ослабленными линиями гелия. Спектр B8 He-wk. По Брауну и др. [19], входит в подгруппу (b) ассоциации, возраст которой менее

2 млн лет. Параллакс п = 4.53 mas указывает на близость звезды. С учетом поглощения Mp = +1.2, что почти на 2m слабее My = —0.6. Полученная по параллаксу абсолютная величина кажется слишком низкой. Видимо, звезда находится дальше или межзвёздное поглощение больше. Болометрическая поправка равна —0.В, следовательно M(bol) = —1.4, что примерно соответствует температуре звезды.

В работе [28] указаны следующие параметры: масса звезды M = 2.4 Mq и возраст t = 25 млн лет. Указанный возраст существенно превышает возраст подгруппы (Ь) ассоциации.

В то же время, в исследовании [27] приводятся следующие параметры: Ay = 0.00, log Tgff = 4.0В, M = 3.В Mq . HD 36046 включена в список звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций с примечанием “Orion OB^c.”

Таким образом, данные о физических параметрах звезды противоречивы. Примем, что объект принадлежит ассоциации, по физическим параметрам оценим расстояние до него в 500 пк, скорее всего возраст в работе [28] определён неправильно.

3.24. HD 36GS9 = HIP25675= Renson 9S2G = Brown GS7c

Am-звезда. Параллакс п = 6.60 mas. Расстояние 150 пк. Mp = +2.В существенно отличается от My = +2.3. В любом случае — перед нами звезда переднего плана, не являющаяся членом ассоциации. Большие собственные движения тоже на это указывают. Выберем расстояние, полученное по параллаксу.

3.25. HD 36313 = ADS 4116AB= Renson 9S7G = Brown 014Ь

Звезда с аномальными слабыми линиями гелия. Тип спектра B8 He-wk. Главный компонент двойной системы ADS4116 AB. Компонент B (величина V = 9.7) находится на расстоянии 0" 2 от компонента А [39].

Параллакс не измерялся. Обладает магнитным полем. Экстремумы продольной компоненты по ИхпЬ измерениям, приведенным в каталоге [35]:

—1500 и —1100 Гс.

Оценим расстояние, используя данные Брауна и др. [19] (logTgff = 4.11, My = +0.6). M(bol) = 0.0, эта величина примерно на 1m ниже, чем определенная по температуре. Вклад компонента В в светимость звезды в работе [19] не учитывался из-за близкого углового расстояния между компонентами.

В качестве компромисса примем My = 0.0 для звезды спектрального класса В8. Тогда модуль расстояния равен Вm0 и расстояние до объекта d = 400 пк. Звезда является членом ассоциации.

3.26. HD 36412= HIP25863= Renson9940 = Brown 100c

Am-звезда. Блеск V = 9.467, My = +2.1. Параллакс п = 1.00 mas не может быть принят во внимание, как индикатор расстояния. Звезда явно не может находиться на расстоянии 1 кпк, она значительно ближе.

Затменная двойная типа Алголя. Отмечается очень большое межзвёздное или околозвездное поглощение Ay = 1.91. При этом межзвёздная поляризация минимальна Pol = 0.030%. Оценим расстояние по данным [19]: модуль расстояния 5 m5, и расстояние до объекта 130 пк. HD 36412 является объектом переднего плана и не входит в ассоциацию.

3.27. HD 36429 = HIP25897 = Renson 9420 = Brown 194 a

Звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B6 He-wk. Главный компонент двойной системы BDS2793A. Компонент В имеет

V = 8.91 и находится на расстоянии р = 67". 2 от главного компонента.

Параллакс п = 5.12 mas приводит к модулю расстояния 6 m45 и Mp = +1.0, что сильно отличается от величины My = —0.7. M(bol) = —2.7, что соответствует температуре, приведенной в [19].

Мы полагаем, что абсолютная величина —0m7 больше соответствует спектральному классу B6, чем +1.0. Это значит, что параллакс ошибочен и звезда находится дальше, либо межзвёздное поглощение значительно больше 0m 15. На это указывает и достаточно сильная межзвёздная поляризация Pol = 0.330%. Примем, что расстояние по параллаксу ошибочно, и для расчета расстояния используем абсолютную величину My = —0.7. Тогда модуль расстояния равен 8m 1, и расстояние d = 420 пк. В работе [28] указаны следующие параметры: масса звезды M = 3.4 Mq и возраст 1.1 млн лет.

Объект включен в список [27] звёзд Ае/Ве Хер-бига, членов близких OB-ассоциаций, с параметрами Ay = 0.01, log Teff = 4.14, масса M = 4.0 Mq и с отметкой “Orion OB1a.” Поэтому мы примем, что она принадлежит ассоциации.

Звезда магнитная, в каталоге [35] приведено продольное поле с экстремумами —840 и +160 Гс по пяти измерениям.

3.28. HD 36485 = Renson 9440 = Brown 020b

Магнитная звезда с усиленными линиями гелия. Спектральный тип B2 He-r. Спектрально-двойная 6 Ori C = ADS 4134 C. Многократно и очень хорошо изученный объект. Согласно базе данных SIMBAD, представлен более чем в 220 публикациях. Детальная магнитная модель звезды приведена в статье [40]. Нами выполнено 12 измерений поля. Продольный компонент меняется от —3500 до +3000 Гс.

Межзвёздная поляризация Pol = 0.00%, абсолютная визуальная величина My = —1.0. Измерений параллакса нет, поэтому оценим модуль расстояния в 7m7 и расстояние d = 350 пк, пользуясь данными работы [19]. Многократно показано, что звезда принадлежит ассоциации OriOB1. Находится на близком угловом расстоянии 20' от HD 36313, что соответствует 2.3 пк в картинной плоскости. Видим, что величина межзвёздного поглощения в направлении на обе звезды одинакова (см. Таблицу 5).

3.29. HD 36526 = Renson 9460 = Brown 023b

Звезда с ослабленными линиями гелия и усиленными линиями кремния. Спектральный тип B8 He-wk, Si. Измерений параллакса нет. Продольное поле меняется от —980 до +3480 Гс [35] по шести измерениям. Мы получили еще три измерения Be от —3500 до +2700 Гс в 2011 —2012 гг. Визуальная абсолютная величина My = —0.6, что дает расстояние 550 пк. Можно утверждать, что звезда принадлежит ассоциации.

3.30. HD 36540 = HIP25954 = Renson 9480 =

Brown 106c

Магнитная звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B7 He-wk. На Hipparcos получен параллакс п = 2.22 mas, что с учетом поглощения приводит к абсолютной величине Mp = —0.7 в прекрасном согласии с My. Звезда находится в области с большой поляризацией Pol = 1.640%, и поглощение на пути к звезде также большое, Ay = 0.59. По-видимому, это следствие того, что она находится в Туманности Ориона. В списке звёзд этой туманности [41 ] она находится под названием Parenago 867.

M(bol) = —2.5, что указывает на большую яркость, чем следует из эффективной температуры. Оценим расстояние по физическим параметрам, найденным в [19]: My = —0.5, тогда d = 420 пк, что неплохо совпадает с расстоянием, определенным по параллаксу (450 пк).

В работе [27] приводится в списке звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций с параметрами Ay = 0.43, log Teff = 4.08, масса M = 4.1 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.”

В каталоге [35] указано на существование магнитного поля Be от —400 до +1030 Гс по пяти измерениям. В 2010—2012 гг. мы получили еще четыре измерения Be в пределах от —900 Гс до +300 Гс.

3.31. HD 36549 = HIP25979 = Renson 9490 =

Brown 198a

Звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B7 He-wk. Параллакс п = 3.13 mas, межзвёздная поляризация Pol = 0.115%. В работе [28] приведены масса звезды M = 3.3 Mq и возраст t = 1.5 млн лет.

Модуль расстояния составляет 7m52, и величина Mp = +1.0, что существенно отличается от абсолютной величины My = +0.1. Судя по температуре, болометрическая поправка равна —1 m. 0, и M(bol) = —1.1. Приняв за основу данные [19], находим модуль расстояния 8 m4 и d = 480 пк.

В списке звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях [27] присутствует с параметрами Ay = 0.00, log Teff = 4.02, масса M = 2.6 Mq и с отметкой “Orion OB1a.” В каталоге магнитных звезд [35] отсутствует.

3.32. HD 36559 = Renson 9500 = Brown 110c

Ap-звезда. Межзвёздное поглощение

Ay = 0.05, Pol = 0.280%, Масса M = 2.83 Mq. Сведений о магнитном поле нет, измерений на Hipparcos нет.

Находится на очень близком угловом расстоянии 4'8 от HD 36540, что соответствует 0.56 пк в картинной плоскости. Но возникает противоречие

— как мы видим, HD 36540 находится в области с большой поляризацией Pol = 1.640% в отличие от HD 36559 с Pol = 0.280%. Вероятно, это указывает на то, что HD 36559 находится ближе Туманности Ориона. Используя данные из работы [19], получаем My = +1.1 и d = 350 пк, что указывает на членство звезды в ассоциации.

3.33. HD 36606 = Renson 9540 = Brown 112c

Am-звезда. My = 1.9, Ay = 0.26, log Teff = 3.95,

радиус составляет 1.6Rq. Сведений о магнитном поле нет, измерений параллакса нет. Содержится в каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32]. Паренаго [41] включил звезду в список объектов Туманности Ориона (Parenago 1001). Используя данные работы [19], оцениваем расстояние d = 210 пк. Объект переднего плана, находится ближе Туманности Ориона и не входит в ассоциацию.

3.34. HD 3вв29 = HIP26GGG = Renson 955G =

Brown 114c

Звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B3 He-wk. В каталоге [35] обозначена как магнитная с экстремумами продольного поля —1300 и +1100 Гс. Звезда находится в области с сильным поглощением Ay = 0.69 и поляризацией Pol = 1.В43%. Масса M = 6.47Mq, п = 0.66 mas, расстояние по параллаксу d = 1.5 кпк явно ошибочное. M(bol) = —3.0, что соответствует температуре.

Находится на очень близком угловом расстоянии 7'5 от HD 36559, что соответствует 0.ВВ пк в картинной плоскости, и на расстоянии 11'2 от HD 36540 (1.31 пк в картинной плоскости). Большое поглощение и линейная поляризация объясняются тем, что звезда находится в Туманности Ориона (Parenago 1044). Оценим расстояние до объекта используя My = —1.3. Тогда d = 460 пк. Звезда принадлежит ассоциации Ori OB1.

3.35. HD 3ввв8 = HIP26G4S = Renson 956G =

Brown 031Ь

Звезда спектрального типа B7 He-wk, Si. Магнитная звезда, в каталоге [35] отмеченное по шести измерениям продольное поле меняется от —1590 до +1320 Гс. В 2011—2012 гг. мы получили еще пять измерений Be в пределах от —2200 Гс до +2000 Гс.

В работе [28] приведены масса звезды M = 3.2 Mq и ее возраст t = 1.4 млн лет. Представлена в списке звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27] с параметрами Ay = 0.00, log Tgff = 4.03, масса M = 3.2 Mq и с отметкой “Orion OBlhc.”

Используя параллакс получаем d = 207 пк, а Mp = +1.5, что на 2m слабее My. M(bol) = —0.7, что на 1m ярче, чем следует из температуры (log Tff = 4.00). Имеет место явная нестыковка между температурой, полученной Брауном и др. [19], и спектральным классом из работы Ренсона и Манфруа [11]. Нам представляется, что надо взять компромиссное значение My = 0.0, тогда расстояние d = 400 пк. Звезда является членом ассоциации.

3.3в. HD 3вв70 = Renson 957G = Brown 117c

Am-звезда. Видимо, находится в Туманности Ориона (Parenago 1126), так как наблюдается большая поляризация Pol = 0.600%. Межзвёздное поглощение слабое, Ay = 0.04. Находится на близком угловом расстоянии 16'3 от HD 36671, что на удалении 400 пк соответствует расстоянию 1.9 пк в картинной плоскости. Используя данные работы [19] (My = +1.4), находим расстояние

d = 480 пк. Звезда находится в ассоциации Ori OB1, что необычно для Am-звёзд. Необходимо проверить спектральную классификацию объекта, возможно, она неверна.

3.37. HD 36671 = Renson 9580 = Brown 118c

Am-звезда. My = +2.7, Ay = 0.30, logTeff = 3.89, Pol = 0.390%, измерений параллакса нет. Большое собственное движение указывает на относительную близость объекта. Оценим расстояние, используя данные работы [19]: V — My = 5.7, расстояние d = 140 пк. Объект ближнего фона, в ассоциацию не входит. Звезда проецируется на туманность Ориона (Parenago 1117).

Находится на близком угловом расстоянии 6'2 от HD 36629, что соответствует расстоянию между ними 0.73 пк в картинной плоскости, и на расстоянии 16 '2 от HD 36670, что соответствует расстоянию 1.90 пк.

3.38. HD 36694 = Renson 9590 = Brown 034b

Am-звезда. Ay = 0.23, log Teff = 3.92, измерений параллакса нет. Находится на близком угловом расстоянии 11'9 от HD 36726, что соответствует расстоянию между ними в картинной плоскости 1.40 пк. Используя My = +2.4 [19], получаем расстояние до объекта 200 пк. Таким образом, HD 36694 — звезда переднего плана и не является членом ассоциации.

3.39. HD 36697 = HIP26036 = Renson 9600 =

Brown 119c

Am-звезда. My = +1.3, Ay = 0.26,

Pol = 0.440%, п = 3.20 mas, что дает расстояние 310 пк. С учетом поглощения Mp = +0.9, в неплохом согласии с My. Расстояние, полученное по My = +1.3, составляет d = 260 пк. Примем его в качестве более приемлемого. Звезда ближнего фона. В ассоциацию Ori OB1 не входит.

3.40. HD 36726 = Renson 9620 = Brown 037b

Am-звезда. My = 1.7, Ay = 0.04, log Teff = 3.96, главный компонент двойной системы ADS 4156 A. Компонент B имеет величину 13m7, угловое расстояние до него р = 20'.'0. Измерений параллакса нет. По физическим параметрам из [19] модуль расстояния составляет 7m 1, d = 260 пк. Объект ближнего фона, в ассоциацию не входит.

Находится на близком угловом расстоянии 11 '9 от HD 36694, что соответствует расстоянию 1.40 пк в картинной плоскости.

3.41. HD36811 = HIP26117= Renson 964G = Brown 042Ь

Am-звезда. My = +1.6, Ay = 0.16, п = 4.75 mas, E(B — V) = 0.220, расстояние по параллаксу 210 пк, величина Mp = 0.3 сильно отличается от My. Аномально сильное покраснение при небольшом межзвёздном поглощении. Видимо, величина Ay = 0.16 занижена. Параметры Брауна и др. [19] лучше соответствуют температуре и спектральному классу звезды. Тогда модуль расстояния (с учётом поглощения) равен 5m3, d = 115 пк. Звезда ближнего фона.

3.42. HD36843 = HIP26137= Renson9660 = Brown 127c

Am-звезда. Не исключена пульсационная переменность. My = 1.5, Ay = 0.30, п = 5.19 mas. Тогда величина Mp = 0.1, что сильно отличается от My. Расстояние по параллаксу 190 пк, но, видимо, оно завышено. Примем параметры Брауна и др. [19]. Тогда модуль расстояния (с учетом поглощения) равен 5 m0, d = 100 пк. Звезда ближнего фона. На это указывает и большое собственное движение. Находится на близком угловом расстоянии 11' от HD 36958, что соответствует 1.3 пк в картинной плоскости. Звезда проецируется на Туманность Ориона (Parenago 1441), но в ассоциацию Ori OB1 не входит.

3.43. HD 36899 = Renson 9690 = Brown 132c

Пекулярная звезда с аномально сильными линиями стронция (тип B9 Sr). Объект находится в области Туманности Ориона (Parenago 1562). v sin i = 250 км/с, попыток измерений поля проведено не было. Межзвездная поляризация очень большая (Pol = 0.890%) при практическом отсутствии поглощения (Ay = 0.03). Сведений о тригонометрических параллаксах нет.

Звезда находится на близком угловом расстоянии 20 '5 от HD 36843, что соответствует расстоянию 2.40 пк в картинной плоскости и на расстоянии 4'8 от HD 294265, что соответствует 0.56 пк.

Оценим расстояние по данным [19]: My = +1.4, модуль расстояния 8m 1, d = 420 пк. Согласно каталогу переменных звёзд в рассеянных скоплениях [32], является членом скопления NGC 1977, входящего в ассоциацию Ori OB1.

3.44. HD 36916= HIP26182 = Renson 9700 =

Brown 133c

Магнитная звезда с ослабленными линиями гелия и усиленными линиями кремния. (спектральный тип B8 He-wk, Si). My = —0.8, Ay = —0.01, logTeff = 4.17, п = 3.74, Pol = 0.270%. модуль расстояния 7.13, Mp = —0.4 в хорошем согласии с My. M(bol) = —1.5, что находится в согласии с эффективной температурой. В каталоге [35] показано, что поле меняется от —640 до —500 Гс (по трём измерениям). В 2010—2012 гг. мы провели еще три измерения: поле меняется в пределах от

— 1100 до 0 Гс.

Паренаго [41] поместил звезду в список объектов Туманности Ориона (Parenago 1628). Примем параметры Брауна и др. [19]. Тогда модуль расстояния равен 7m5, d = 320 пк, в хорошем согласии с расстоянием, полученным по параллаксу (270 пк). Звезда на границе переднего фона, ближе к нам, чем Туманность Ориона.

Согласно каталогу переменных звёзд в рассеянных скоплениях [32], является членом скопления NGC 1981, входящего в ассоциацию Ori OB1.

3.45. HD 36918 = Renson 9710 = Brown 134c

Главный компонент тройной системы BDS2830A. На расстоянии 28'' находится компонент В (V = 8.60), и на расстоянии 97'' — компонент С (V = 10.43). Находится в каталоге звёзд Туманности Ориона [41] (Parenago 1634).

Пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия. My = —0.1, Ay = 0.09, масса M = 3.5 Mq, v sin i = 150 км/с. Магнитное поле не найдено. Находится на близком угловом расстоянии 2'4 от HD 36960, что соответствует расстоянию 0.40 пк в картинной плоскости. Принимая параметры Брауна и др. [19], находим модуль расстояния 8 m4, d = 480 пк.

Согласно каталогу переменных звёзд в рассеянных скоплениях [32], является членом скопления NGC 1976, входящего в ассоциацию Ori OB1.

3.46. HD 36955 = Renson 9740 = Brown 052b

Магнитная звезда, спектральный тип A2 CrEu. Продольное поле меняется в пределах от —1300 до —410 Гс по четырем измерениям [35]. Измерений параллакса не было. My = 1.8, принимая во внимание параметры из работы [19], получаем модуль расстояния 7m7, d = 340 пк. Звезда является членом ассоциации. Включена в каталог молодых звёзд в Орионе OB1b [42].

3.47. HD 36958 = Renson 9750 = Brown 139c

Звезда типа B3 He-wk. В каталоге [35] отсутствует. My = —0.5, Ay = 0.28, log Teff = 4.23, Pol = 0.935%. Измерений параллакса не было. Находится в Туманности Ориона (Parenago 1708).

Принимая во внимание параметры из [19], получаем модуль расстояния 7m5, расстояние d = 320 пк. Вольф и др. [43] помещают звезду в молодое скопление в ассоциации Orion OB1c и находят v sin i = 50 км/с. Таким образом, примем, что она является членом ассоциации.

3.48. HD 36960 = HIP26199 = Renson 9780 = Brown 141c

Главный компонент кратной системы ADS4182A (HR 1887). Очень горячая звезда с усиленными линиями кремния, спектральный тип B0 Si. My = —3.9, Ay = 0.07, log Teff = 4.45, п = 2.02 mas, компонент В находится на расстоянии 36'' (V = 5.5). Найден третий компонент С на расстоянии около 60'' (V = 9.0).

Масса звезды M = 15.7 Mq , возраст

9.5 млн лет [28]. Pol = 0.110%, модуль расстояния 8.47, Mp = —3.8 в прекрасном согласии с My. M(bol) = —7.0 в хорошем согласии с эффективной температурой 28 000 К. Таким образом, принимаем расстояние до звезды 500 пк. Находится в Большой туманности Ориона (Parenago 1728). Сведений о присутствии магнитного поля не имеется.

Находится на близком угловом расстоянии 3'4 от HD 36918, что соответствует расстоянию 0.40 пк в картинной плоскости.

3.49. HD 36982 = Renson 9800 = Brown 003d

Звезда с усиленными линиями гелия типа B2 He-r. Входит в компактную область (d) — кинжал Ориона. My = —1.4, Ay = 0.94, Pol = 1.007%, v sin i = 105 км/с. Большие поглощение и поляризация указывают на то, что объект находится в Туманности Ориона (Parenago 1772). В каталоге [35] отсутствует. В 2010 г. мы получили одно измерение поля Be = +214 ± 179 Гс. Наблюдений на Hipparcos нет. Оценим расстояние до объекта по физическим параметрам из [19]. С учетом поглощения d = 600 пк. Входит в ONC (Orion Nebulae Cluster). В каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] представлена как член скопления NGC 1976. Поэтому мы считаем звезду членом ассоциации Ori OB1.

3.50. HD 36997= HIP26216= Renson 9810 =

Brown 146c

Пекулярная звезда типа B9 SiSr. My = 0.5, Ay = 0.19, п = 3.39 mas. Сведений о магнитном поле нет. Модуль расстояния 7m35, Mp = +0.8 в хорошем согласии с My. Примем расстояние до звезды по параллаксу равным 300 пк. Найден спутник величиной V = 10.3 на расстоянии р = 0'.'1 от главного компонента. Внесена в каталог звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.06, log Teff = 4.04, масса M = 3.0 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Звезда является членом ассоциации.

3.51. HD37017= HIP26233= Renson 9820 =

Brown 152c

Хорошо изученная магнитная пекулярная звезда с усиленными линиями гелия. В базе данных SIMBAD представлена в 240 публикациях. Спектральный тип B2 He-r. Спектральнодвойная SB1. Компонент B визуальной величиной

V = 10.28 найден на расстоянии 0'.'40. Параметры главного компонента: My = —1.3, Ay = 0.21, log Teff = 4.32, Pol = 0.250%.

Сильное магнитное поле звезды нашли Борра и Ландстрит [15], в дальнейшем магнитное поле измерялось неоднократно. Кривая продольного поля, построенная более чем по 30 измерениям, имеет экстремумы —2300 Гс и —300 Гс (в каталоге [35] указаны сведения о всех наблюдениях).

Расстояние d = 380 пк, Mp = —1.6 в хорошем согласии с My. Находится в Туманности Ориона (Parenago 1933) [41]. В каталоге переменных звёзд в рассеянных скоплениях [32] указано, что звезда принадлежит скоплению NGC 1981, входящему в ассоциацию OriOB1. Включена в список звёзд Ае/Ве Хербига в близких OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.49, log Teff = 4.48, масса M = 14.6 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Звезда несомненно является членом ассоциации.

3.52. HD 37041 = HIP26235= Renson 9830 =

Brown 007d = в2 Ori A

Очень горячая звезда с усиленными линиями гелия B0 He-r, член известной кратной системы в Трапеции Ориона: в2 Ori A = AD S 4188 A. Детальные сведения об объекте приведены в монографии

Э. А. Витриченко [3]. Звезда находится в Туманности Ориона (Parenago 1993). В базе данных SIMBAD насчитывается около 450 публикаций, посвященных изучению этого объекта.

My = —3.3, Ay = 0.62, E (B — V) = 0.20,

Pol = 0.792%, п = 2.11 mas. В работе [28] приведены масса звёзд M = 17.0 Mq и возраст

0.2 млн лет, что соответствует возрасту подгруппы (ф ассоциации.

Сведений о магнитном поле нет. Оценим расстояние по параметрам, приведенным в работе Брауна и др. [19]. Модуль расстояния с учетом поглощения равен 7т8, й = 360 пк. Это находится в хорошем согласии с данными о расстоянии до Трапеции, полученными методами интерферометрии с длинной базой на VLBI (й = 412 пк). Давно показано, что звезда является членом ассоциации Огі ОВЫ.

3.53. HD S7G5S = Renson 9S5G = Brown 16Gc

Магнитная звезда типа B3 He-wk, Sr. Продольное поле —В00/+1000 по восьми измерениям [35]. В 2011—2012 гг. мы получили еще пять измерений поля в пределах от —1200 до +1200 Гс. v sin i = 21 км/с, период вращения P = 14d6. Объект один из самых медленных ротаторов среди звёзд с аномальными линиями гелия. My = —1.3, Ay = 0.15, Pol = 0.540%. Звезда находится в Туманности Ориона (Parenago 2083). Модуль расстояния с учетом поглощения равен Вm5, d = 500 пк. Член ассоциации Ori OB1, подгруппа (с).

3.54. HD 37111 = Renson 9S7G = Brown 059Ь

В каталоге Ренсона и Манфруа [11] это Am-звезда. My = 1.6, Ay = 0.03, log Tgff = 3.99, оценка расстояния — 270 пк. Звезда переднего фона. Не является членом ассоциации.

3.55. HD37114 = Renson 9880 = Brown 011d

Пекулярная звезда B9p, в каталоге [11] тип пекулярности не определен. My = 1.3, Ay = 0.04, Pol = 0.390%. В работе [28] приведены масса M = 3.0 Mq и возраст log t = 6.65. Так как возраст подгруппы (d) менее 1 млн лет, видим противоречие с возрастом HD 37114. Звезда находится в Туманности Ориона (Parenago 2284). В каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] приведена как член скопления NGC 1976, входящего в ассоциацию OriOB1. Включена в список звёзд ONC (Orion Nebula Claster) [44]

Звезда находится на близком угловом расстоянии 9'2 от HD 37041, что соответствует расстоянию 1.1 пк в картинной плоскости. Используя сведения из [19], оцениваем модуль расстояния 7m7 и d = 350 пк. Звезда принадлежит ассоциации.

3.56. HD 37129= Renson 9890 = Brown 167c

Пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B3 He-wk. Находится в Туманности Ориона (Parenago 2314). My = —0.9, Ay = 0.12, logTeff = 4.27, Pol = 0.320%. Параллакс и магнитное поле не измерены. В каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] приведена как член скопления NGC 1981, входящего в ассоциацию OriOB1. Используя данные [19] получаем оценку расстояния: d = 380 пк. Звезда является членом ассоциации.

3.57. HD 37140 = Renson 9910= Brown 063b

Спектральный тип B8 SiSr. Магнитная звезда. В каталоге [35] есть шесть измерений поля в пределах —1050 до +400 Гс. В 2010—2012 гг. мы получили еще три измерения поля и показали его переменность в пределах от —600 до +100 Гс. My = —0.1, Ay = 0.69, Период вращения P = 2d71. В спектре наблюдается достаточно сильная депрессия на 5200 A, Да = 0.031. Параллакс не измерен. Используя данные [19], оцениваем расстояние d = 400 пк. В каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] она указана как член скопления Collinder 70, входящего в ассоциацию Ori OB1. Мы согласны с этим результатом.

3.58. HD37149= HIP26319= Renson 9920 =

Brown 065b

Спектральный тип B7 He-wk. My = 0.1, Ay = 0.05, log Teff = 4.14, модуль расстояния 8m00, Mp = —0.03 в отличном согласии с My. Магнитное поле не измерялось. Расстояния, определенные по параллаксу и физическим параметрам, совпадают: d = 400 пк.

Включена в список молодых звёзд ассоциации Ori OB1 [42] и список звёзд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27] с параметрами Ay = 0.10, log Teff = 4.14, масса M = 4.2 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Звезда принадлежит ассоциации.

3.59. HD 37151 = HIP26304 = Renson 9930 =

Brown 170c

Спектральный тип B8 He-wk. п = 5.28 mas, My = 0.5, Ay = 0.04, Pol = 0.130%,

v sin i = 125 км/с, период вращения P = 0d8. Согласно [28], масса звезды M = 3.0 Mq, возраст 32 млн лет, что существенно больше возраста подгруппы (c) ассоциации.

Расстояние по параллаксу d = 190 пк и Mp = +1.0 в согласии с My. Расстояние по физическим параметрам несколько другое: d = 380 пк.

Есть явное разногласие между спектральным классом B8 и температурой logTeff = 4.31, полученной в [19]. Судя по различным данным, помещенным в базе данных VizieR, эффективная температура звезды составляет 12 000 К, в согласии со спектральным классом, и соответствует абсолютной визуальной величине My = 0.0. Тогда (с учетом поглощения) d = 280 пк. Единственное наше измерение поля дало результат Be = +1 ± 90 Гс. Звезда принадлежит ассоциации Ori OB1.

3.60. HD 37210 = Renson 9950 = Brown 174c

Пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия и усиленными линиями кремния. Спектральный тип B8 He-wk, Si. My = 0.5, Ay = 0.05, logTeff = 4.12, Pol = 0.110%, параллакс не измерялся, магнитное поле не найдено. Период вращения P = 11d05, один из самых больших для Bp-звёзд в Орионе. Находится в Туманности Ориона [41] (Parenago 2410). Оцениваем расстояние d = 320 пк. Звезда является членом ассоциации.

3.61. HD 37235 = Renson 9960 = Brown 069b

Спектральный тип B9 He-wk. My = —0.3, Ay = 0.06, log Teff = 4.13, радиус R = 2.6 Rq . Магнитное поле не найдено. Расстояние по физическим параметрам d = 480 пк. Включена в список молодых звёзд в Орионе в работе [42]. Звезда является членом ассоциации.

3.62. HD 37321 = HIP26439= Renson 10000 = Brown 075b

Главный компонент двойной системы ADS4222 AB. Пекулярная звезда, тип B5 He-wk. Компонент B найден на расстоянии 0'.'8. Согласно [28], масса звезды M = 6.6 Mq, а возраст 52.5 млн лет в противоречии с возрастом подгруппы (b) ассоциации (2 млн лет). My = 0.0, Ay = 0.17, п = 1.56 mas, Pol = 0.140%, M(bol) = —0.8. Модуль расстояния равен 9m03, Mp = —2.1, есть очень большие расхождения с My. Спектральному классу B5 больше соответствует абсолютная визуальная величина My около

—1m0. В таком случае расстояние до звезды 470 пк.

Звезда представлена в каталоге переменных звёзд в близких рассеянных скоплениях [32] как член скопления Collinder 70 и в списке звезд Ае/Ве Хербига близких OB-ассоциаций [27] с параметрами Ay = 0.15, log Teff = 4.20, масса M = 5.2 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Видимо, её возраст в работе [28] определен неправильно. Звезда принадлежит ассоциации.

3.63. HD 37333 = HIP26456 = Renson 10010 =

Brown 077b

Спектральный тип Ap Si. My = 1.5,

Ay = 0.22, масса составляет 2.8 Mq . Модуль расстояния равен 7m61, Mp = +0.7, есть небольшие расхождения с My. При указанной температуре более приемлемой представляется абсолютная звездная величина, найденная по параллаксу. Таким образом, расстояние до звезды 330 пк. Магнитное поле не найдено.

Входит в список звёзд Ае/Ве звёзд Херби-га в близких OB-ассоциациях с параметрами Ay = 0.00, log Teff = 3.93, масса M = 2.8 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Объект принадлежит ассоциации.

3.64. HD 37410= HIP26510= Renson 10040 =

Brown 190c

Спектральный тип Am. Параллакс п = 9.15 mas, My = 1.4, Ay = 0.18, log Teff = 3.96. Расстояние d =110 пк, Mp = +1.5, что очень хорошо согласуется с My. Паренаго [41] включил звезду в список объектов Туманности Ориона (Parenago 2647), но HD 37410 — скорее объект переднего фона. Близость звезды подтверждается большим собственным движением.

3.65. HD 37444 = HIP26524 = Renson 10060 =

Brown 195c

Согласно Ренсону и Манфруа [11], спектральный тип звезды Am. Но в этой же работе указано, что также имеются признаки переменности типа 6 Del. Параллакс п = 4.72, My = 2.4, Ay = 0.50, logTeff = 3.92, Mp = +0.5, присутсву-ют очень большие расхождения с My. Паренаго [41] включил звезду в список объектов Туманности Ориона (Parenago 2674).

Нам представляется, что величина My = +2.4 больше подходит для этой звезды, чем найденная по параллаксу. По-видимому, звезда находится ближе. Оценивая расстояние, исходя из абсолютной величины звезды, полученной по физическим параметрами, находим d = 90 пк. Это объект переднего фона Туманности Ориона и не входит в ассоциацию.

3.66. HD37470= HIP26530= Renson 10070 =

Brown 198c

Пекулярная звезда с усиленными линиями кремния. Спектральный тип B8 Si. п = 3.39 mas, My = 0.6, Ay = 0.42, Pol = 1.511%, Mp = +0.5. Очень хорошее согласие с My. Большие величины поляризации и поглощения подтверждают, что звезда находится в Туманности Ориона

(Parenago 2699). Судя по температуре и спектральному классу и с учетом болометрической поправки, абсолютная визуальная величина звезды My = 0.0. Тогда расстояние до объекта d = 370 пк. Звезда является членом ассоциации Ori OB1.

3.67. HD 37479 = Renson 10080 = Brown 086b

Хорошо изученная звезда с усиленными линиями гелия. Спектральный тип B2 He-r. Один из компонентов кратной системы a Ori: a OriE = ADS 4241 E. Магнитное поле открыли в [15], в дальнейшем было показано, что продольный компонент магнитного поля меняется с экстремумами —1600 Гс и +3500 Гс (по 14 измерениям, представленным в каталоге [35]). Восемнадцать новых спектрополяриметрических наблюдений с высоким разрешением, позволивших построить магнитную модель звезды, выполнены в работе Оксала и др. [45].

В базе данных SIMBAD представлена более чем в 300 публикациях, поэтому здесь мы ограничимся лишь вопросом о расстоянии до нее. My = —1.9, Ay = 0.25, log Teff = 4.39. Находится на близком угловом расстоянии 5'1 от HD 37525, что соответствует расстоянию 0.6 пк в картинной плоскости. Расстояние до объекта оцениваем в 460 пк.

В каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] представлена в качестве члена скопления Collinder 70. Одна из самых известных звёзд ассоциации Ori OB1.

3.68. HD 37525 = HIP26579 = Renson 10110 =

Brown 088b

Звезда с ослабленными линиями гелия. Спектральный тип B6 He-wk. В базе данных SIMBAD представлена как молодой звездный объект. Параллакс п = 3.24 mas, My = —0.3, Ay = 0.17. В работе [28] приведены масса звезды M = 3.9 Mq и её возраст t = 1.2 млн лет. Входит в скопление a Ori [42]. Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хер-бига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами: Ay = 0.18, log Teff = 4.18, масса M = 4.5 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.”

Расстояние по параллаксу d = 310 пк, Mp = +0.4, что довольно сильно расходится с My. Для звезды спектрального класса В6 и log Teff = 4.21 абсолютная звездная величина должна быть около —2m0, расхождения с величиной, найденной по параллаксу, очень большие. Возможно, неправильно определены спектральный класс и температура.

В каталоге [35] отсутствует. Два наших измерения в 2010 г. и 2012 г. дали неопределенный

результат, поле более 1 кГс не обнаружено. Для оценки расстояния воспользуемся параметрами, взятыми из работы [19]: d = 450 пк. Безусловно, звезда является членом ассоциации.

3. в9. HD 37633 = Renson 1G1SG= Brown 093Ь

Пекулярная звезда. Спектральный тип B9 EuSi. Измерений параллакса нет. My = 0.5, Ay = 0.44, logTgff = 4.12. Период вращения P = 1d57. Модуль расстояния равен Вm 1, d = 420 пк. Согласно работе [42], входит в скопление а Ori. Включена в список переменных звёзд рассеянных скоплений [32] в скоплении Collinder70. Период переменности (1d57) совпадает с периодом вращения. В каталоге магнитных звезд [35] не представлена. Является членом ассоциации Ori OB1.

3.7G. HD 37642 = HIP2BB5B = Renson 1G15G = Brown 2G9c

Спектральный тип B9 He-wk, Si. п = 1.33 mas, My = —0.6, Ay = 0.14, logTgff = 4.23. Параллакс не может использоваться для оценки расстояния, он явно занижен. Поэтому будем использовать параметры, взятые из работы [19]: My = —0.6, Ay = 0.14, log Tgff = 4.23. Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.00, log Tgff = 4.02, масса M = 3.3 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Видим большие различия в эффективной температуре звезды в указанных выше двух работах. Для спектрального класса В9 больше подходит log Tgff = 4.02.

Продольный компонент поля меняется от —3000 до +3000 Гс по десяти измерениям [35]. Три наши измерения, выполненные в 2011 г., дали результат в пределах от —700 до +В00 Гс. Расстояние до объекта d = 500 пк или меньше. Звезда является членом ассоциации.

3.71. HD 37687 = HIP 2вв93 = Renson 1G6G = Brown 211c

Пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия и усиленными кремния. Спектральный тип B7 He-wk, Si. п = 2.В1 mas, My = —1.В, Ay = 0.51, log Tgff = 4.16, Mp = —1.2, есть относительно небольшие расхождения с My. M(bol) = —2.5, что несколько ярче, чем бывает при данной температуре.

В каталоге магнитных звезд [35] отсутствует. Три наши измерения 2011—2012 гг. показывают, у звезды есть магнитное поле. Продольный компонент меняется от —600 до +500 Гс.

Расстояние по физическим параметрам

V — My = В.3, d = 460 пк. Звезда является членом ассоциации Ori OB1.

3.72. HD 37776 = HIP26742 = Renson 10190 = Brown 104b

Уникальная магнитная звезда с усиленными линиями гелия, многократно и подробно изучалась, в том числе и авторами этой статьи. В базе данных SIMBAD представлена в 220 публикациях.

Магнитное поле имеет сложную топологию (Кочухов др., [46]), наблюдается периодическая спектральная и фотометрическая переменность. Спектральный тип B3 He-r. п = 3.03 mas, My = —1.7, Ay = 0.28, log Teff = 4.16. Согласно работе [28], масса звезды M = 6.4 Mq, а возраст 0.9 млн лет. В спектре видны эмиссионные линии, указывающие на наличие оболочки вокруг звезды. Включена в список переменных звёзд рассеянных скоплений [32] в скоплении Collinder70. Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.34, log Teff = 4.39, масса M = 10.0 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.”

Очевидно, что температура звезды, приведенная в работе Брауна и др. [19] (Teff = 14 000 K), не соответствует спектральным данным. Многократно было показано, что для этой звезды Teff = 22 000 K и M(bol) = —4.0. Расстояние d = 330 пк, определенное по параллаксу, дает Mp = —0.9, что не соответствует температуре. Найдем расстояние, исходя из оценки My = —1.7, d = 480 пк. Вне сомнений, HD 37776 является членом ассоциации.

,3.7,3. HD S7SG7 = HIP2B7BB= Renson 1G2GG = Brown 215c

Спектральный тип B4 He-wk, п = 0.17 mas, My = —0.4, Ay = 0.15, log Tgff = 4.22, Pol = 0.300%. Расстояние по параллаксу не определяется, оценим его по физическим параметрам:

V — My = В.1, d = 420 пк.

Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.25, log Tgff = 4.27, масса M = 6.4 Mq и с отметкой “Orion OB^c.” Магнитного поля не обнаружено. Звезда принадлежит ассоциации.

3.74. HD S7SGS = HIP 2672S = Renson 1G21 G = Brown 21ве

Пекулярная звезда с усиленными линиями кремния. Спектральный тип B9 Si. п = 4.11 mas, My = —0.3, Ay = 0.03, logTgff = 4.17, Mp = —0.5, есть очень небольшое расхождение с My. Примем расстояние, полученное по параллаксу, d = 240 пк. Возможно, звезда не является членом скопления, это объект переднего фона.

3.75. HD 37874 = Renson 10220 = Brown 218c

Спектральный тип Am. My = 2.2, Ay = 0.41, log Teff = 3.91. Объект слабо изучен. Оценка расстояния V — My = 7.0 дает d = 250 пк. Звезда переднего фона.

3.76. HD 38271 = HIP27094 = Renson 10307= Brown 245a

Спектральный тип Am. п = 4.99 mas, My = 1.9, Ay = 0.38, log Teff = 3.95, Mp = +1.7, есть небольшое расхождение с My. Звезда была изучена на предмет поиска быстрых пульсаций [47], но они у неё не были найдены. Расстояние по параллаксу d = 200 пк. Звезда переднего фона.

3.77. HD 38724 = HIP27385 = Renson 10420 = Brown 254a

Спектральный тип Am. п = 3.64 mas, My = 2.1, Ay = 0.44, log Teff = 3.93, Mp = +1.5, есть небольшое расхождение с My. Объект слабо изучен. Звезда переднего фона, по параллаксу d = 270 пк, по физическим параметрам — еще ближе.

3.78. HD 38912 = HIP27487 = Renson 10450 = Brown 257a

Спектральный тип B8 Si. п = 2.08 mas, My = —0.2, Ay = 0.96, log Teff = 4.08,

Pol = 0.428%. Присутствует очень сильное межзвёздное поглощение и поляризация. Mp = —0.1, что очень хорошо согласуется с My. d = 500 пк как по параллаксу, так и по физическим параметрам. Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.89, log Teff = 4.02, масса M = 2.9 Mq и с отметкой “Orion OB1bc.” Магнитного поля не обнаружено. Видим значительное поглощение, скорее околозвёздное. Звезда является членом ассоциации Ori OB1.

3.79. HD 39572 = HIP27854 = Renson 10598 = Brown 263a

Спектральный тип Am. п = 4.77 mas, My = 2.2, Ay = 0.29, log Teff = 3.92, d = 210 пк, Mp = +1.5, есть достаточно хорошее согласие с My. Звезда переднего фона, это подтверждает большое собственное движение.

3.80. HD 40009 = HIP28069 = Renson 10666 =

Brown 283c

Спектральный тип Am. п = 7.04 mas, My = 2.5, Ay = 0.22, log Teff = 3.91, Mp = +3.2, есть достаточно хорошее согласие с My. В каталоге молодых убегающих звезд [28] приведены следующие параметры, характеризующие объект: масса M = 1.9 Mq , возраст t =11 млн лет.

Берем расстояние по параллаксу: d = 140 пк. Звезда не принадлежит ассоциации, а является объектом переднего фона.

3.81. HD 40146= HIP28156= Renson 10710 =

Brown 289c

Слабо изученная звезда с усиленными линиями кремния. Спектральный тип A0 Si. Расстояние по параллаксу не определяется (п = —0.82 mas), поэтому используем физические параметры: My = 0.5, Ay = 0.48, log Teff = 4.01. Тогда

V — My = 8.4, d = 480 пк. Звезда является членом ассоциации Ori OB1.

3.82. HD40759 = HIP28479 = Renson 10900 =

Brown 308c

Магнитная химически пекулярная звезда. Спектральный тип A0 CrEu. В каталоге [35] представлены результаты трех измерений Be с экстремумами от +1750 до +2050 Гс. п = 4.63 mas, My = 1.4, Ay = 0.14, log Teff = 4.00, Mp = +1.7, есть достаточно хорошее согласие с My. Примем расстояние d = 250 пк, найденное по физическим параметрам

V — My = 7.0. Видимо, это звезда переднего фона.

3.83. HD 290665 = Renson 9760 = Brown 128b

Магнитная химически пекулярная звезда типа B9 SrCrEuSi, двойная. Продольное поле меняется от —1600 до +7000 Гс [35] по трём измерениям. Определений параллаксов нет. My = +3.0 [19]. Оценка расстояния V — My = 6.3, d = 180 пк. Объект переднего фона.

3.84. HD 294046 = HIP28487 = Renson 9190 =

Brown 304a

Пекулярная звезда, спектральный тип B9 Si. п = 2.44 mas, My = —0.1, Ay = 0.20, log Teff = 4.18, Mp = 0.0, есть очень хорошее согласие с My. Находится на очень близком угловом расстоянии 21' от HD 35456, что соответствует расстоянию 2.4 пк в картинной плоскости. Примем расстояние d = 410 пк, определенное по параллаксу в хорошем согласии с данными, полученными по физическим параметрам. Находится в каталоге

переменных звёзд рассеянных скоплений [32] как член скопления ASCC19, принадлежащего ассоциации в Орионе. Присутствует в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27] с параметрами Ay = 0.00, log Teff = 4.04, масса M = 2.8 Mq и с отметкой “Orion OB1a.” Звезда принадлежит ассоциации Ori OB1.

3.85. HD 294265 = Renson 9670 = Brown 340c

Am-звезда. My = 2.3, Ay = 0.34, log Teff = 3.92, v sin i = 200 км/с, радиус 1.3 Rq указан в базе данных VizieR. Находится на близком угловом расстоянии 0 ?080 от HD 36899, что соответствует

0.56 пк в картинной плоскости. Оценим расстояние

V — My = 7.6, d = 330 пк. Находится в каталоге переменных звёзд рассеянных скоплений [32] как член скопления NGC 1977, принадлежащего ассоциации в Орионе. Звезда принадлежит ассоциации Ori OB1.

3.86. Общие замечания к списку пекулярных звезд

Мы рассмотрели 85 CP-звёзд, выделенных нами в направлении ассоциации OriOB1 и привели комментарий к каждой из них.

Видно, что для многих CP-звёзд, исследованных разными методами, существуют большие противоречия в оценках физических параметров, полученных разными авторами. Безусловно, спектры химически пекулярных звёзд отличаются от нормальных. Например, очень часто эффективные температуры, найденные по распределению энергии в континууме и по анализу спектральных линий различаются существенно, иногда на тысячи градусов. Тем не менее, указанное обстоятельство не может объяснить всех противоречий, увиденных нами при анализе CP-звёзд ассоциации Ori OB1.

Двадцать три из 59 Bp-звёзд, отмеченных как пекулярные в каталоге Ренсона и Манфруа [11], одновременно присутствуют также и в списке звёзд Ае/Ве Хербига в молодых OB-ассоциациях [27]. Тот факт, что примерно 40% объектов классифицируются одновременно как объекты разных типов, говорит о том, что классификация с низким разрешением часто бывает ошибочной и противоречивой и не отражает глубинных особенностей тех или иных процессов, происходящих в звездах, приводящих к различиям в наблюдаемых параметрах.

Нужно внимательное изучение каждого объекта с целью выяснения места возникновения эмиссий, характерных для звёзд Ае/Ве Хербига: это атмосфера звезды, окружающая её оболочка либо туманность. Например, в спектре очень известной магнитной звезды HD 37776 с сильным полем сложной конфигурации заметна эмиссия в

линии На. Наши исследования [48] показали, что она возникает в туманности, в которую погружена звезда. В этих случаях для выявления источника эмиссии необходимо провести наблюдения с достаточно высоким спектральным разрешением.

Мы обнаружили, что в каталоге пекулярных звёзд Ренсона и Манфруа [11] представлены 23 Ат-звезды в направлении на ассоциацию. Это вызывает удивление, так как маломассивные Ат-звезды в своей эволюции еще не должны были выйти на ГП. Поэтому мы решили проверить, не являются ли указанные Ат-звезды объектами переднего фона и не принадлежат ассоциации. Параллаксы имеются для 14 Ат-звёзд из 23-х, и они отчетливо указывают на правильность такой версии — объекты находятся на расстоянии ближе 300 пк. Расстояние до остальных девяти звёзд можно определить только по анализу температуры и светимости.

Мы сравнили абсолютные величины звёзд, полученные исходя из физических параметров [19] и по параллаксу, главным образом для того, чтобы надежно определить расстояние и, тем самым, принадлежность звезды к ассоциации. В случае очень больших противоречий между ^ Те^ и Ыу в указанной работе мы выбирали стандартные параметры для нормальных звёзд указанной температуры и спектрального класса. В результате выполнения такой работы мы выяснили, что и остальные Ат-звезды являются объектами переднего фона. Тем не менее этот вопрос нельзя считать окончательно решенным, так как трудно объяснить наличие достаточно концентрированной группировки Ат-звезд в поле. Кроме того, Браун и др. [19], используя три различных критерия, включили указанные Ат-звезды в члены ассоциации Оп ОВ1. Это находится в противоречии с нашими выводами, представленными выше. Известно, что большинство Ат-звезд являются двойными, поэтому не исключено что их параллаксы и физические параметры определены неверно, что может привести к ошибочным выводам о расстояниях до них. В любом случае вопрос о присутствии Ат-звезд в ассоциации нуждается в более детальном рассмотрении.

Один объект (HD 36670) классифицируется как Ат-звезда. Но, по-видимому, эта классификация ошибочна. Звезда находится в Туманности Ориона на расстоянии 480 пк и по многим признакам принадлежит ассоциации Оп ОВ1.

Наше исследование показывает, что при массовых классификациях, выполненных по данным фотометрии или по спектрам низкого разрешения, возникают очень большие ошибки в определениях температуры и других физических параметров. Например, в базе данных VizieR приводятся эффективные температуры для большей части СР-звёзд

нашего списка. Часто данные разных авторов противоречивы, в частности, результаты, полученные по анализу спектров, могут существенно отличаться от результатов из работы [19]. Но мы вынуждены пользоваться результатами указанной работы, так как другой однородной выборки данных о физических параметрах звёзд в ассоциации Ori OB1 нет.

В комментариях к отдельным звездам мы описали процесс определения расстояний.

4. ЧАСТОТА ВСТРЕЧАЕМОСТИ CP-ЗВЁЗД

Итак, мы нашли 85 химически пекулярных звёзд в направлении на ассоциацию Ori OB1 на расстояниях от 100 до 600 пк, что составляет 10.4% всех объектов, выделенных в [19] в объеме в указанных границах. Отбор нормальных и пекулярных звёзд в члены ассоциации был проведен Брауном и др. [19] единообразно с использованием одинаковых критериев, поэтому мы не видим причин для возникновения каких-либо систематических ошибок. Имеются основания считать, что выборка полная до 10m.

Сравнение физических параметров пекулярных и нормальных звёзд проведено на Рис. 3. Из рисунка видно, что максимум распределения нормальных звёзд выражен резко на величине logTeff = 3.95, в то время как для пекулярных звёзд в распределении по температурам наблюдается плато от log Teff = 3.8 до log Teff = 4.2 с резким падением сторону горячих звёзд. Поскольку абсолютные величины My и светимости log L вычисляются исходя из эффективной температуры, функции распределения этих величин аналогичны.

Указанные звезды показаны на Рис. 4, где представлено их пространственное распределение (в галактических координатах). Видно крайне неравномерное распределение пекулярных звёзд. Большая их часть сконцентрирована в центре ассоциации, имеются большие области внутри нее, в которых CP-звёзд нет.

По типам пекулярности CP-звёзды распределены следующим образом: 23 — Am-звезды, 7 — He-r, 27 — He-wk, 19 — Si, Si+ и 9 звёзд других типов. В подгруппе (а) найдено 24 CP-звезды, что составляет 7.7% от общего количества объектов в этой подгруппе; в подгруппе (b) — 21 CP-звезда (15.1%), в подгруппе (c) — 37 CP-звёзд (10.6%) и подгруппе (d) — 3 CP-звезды (21.4%).

Видим, что доля пекулярных звёзд наименьшая среди самой старой подгруппы ассоциации (a) — 7.7%, и в два раза большая в существенно более молодой (b) — 15.1 % . Доля пекулярных звёзд еще больше в самой молодой подгруппе (d), но в ней всего 14 объектов — слишком слабая статистика.

Таблица 7. Количество пекулярных звёзд разных типов в подгруппах ассоциации

Рес Всего (а) (Ь) (с) (d)

Ат 23 6 4 13 0

Не-г 7 1 3 1 2

He-wk 27 7 8 12 0

Si, Si+ 19 6 4 8 0

другие 9 3 1 4 1

Прежде чем анализировать падение доли пекулярных звёзд с возрастом в ассоциации ОпОВ1, изучим пространственное распределение СР-звёзд разных типов в ней. В Таблице 7 представлено распределение пекулярных звёзд разных типов в

4 подгруппах ассоциации. В колонках таблицы приведены тип пекулярности и количество звезд: суммарное и в подгруппах (а), (Ь), (с), (ф.

В списках Брауна и др. [19] суммарно в более старых группах (а) и (с) находится 661 звезда, что составляет 81.2% от общего количества звёзд в ассоциации. Примем такую долю в качестве нормы.

Рассмотрим далее распределение выбранных нами пекулярных звёзд в ассоциации. Видим, что Ат-звезды сконцентрированы в старых группах (а) и (с): 82.6%, и их распределение не отличается от нормального. Это еще раз указывает на то, что они являются объектами поля, и что в списках работы [19] имеется много объектов, не являющихся членами ассоциации.

Но Вр-звёзды сосредоточены в старых подгруппах в значительно меньшей степени. Так, доля звёзд Не^к в старых группах (а) и (с) — 70.4%, Si-звёзд — 52.6%, а звёзд типа Не-г — 28.6%. Различия очень существенные и значимые. Особенно заметно преобладание звёзд с усиленными линиями гелия в молодых подгруппах (Ь) и (ф. Интересно отметить, что доля звёзд с усиленными линиями гелия в подгруппах (Ь) и (ф, возраст которых не более 2 млн лет, в три раза выше доли звёзд с ослабленными линиями гелия в тех же подгруппах.

Рассмотрим теперь пространственное распределение пекулярных звёзд разных типов на Рис. 4. В верхней части рисунка представлено распределение в галактических координатах, а в нижней — трехмерная картина, расстояние до объектов взято из Таблицы 4. Из рисунка видно, что, все 23 Ат-звезды, видимо, не принадлежат ассоциации ОпОВ1, а являются объектами переднего фона.

о

о

о

OQ

НЭ

'w'

<D

чэ

3

Jh

У

ч

л

я

о

-12°

-14°

-16°

-18°

-20°

-22°

-24°

-і------1-----1-----1------1-----1-----1------1-----1-----1------1-----1-----1------1-----1-----1-----1------1-----1----

• Ат

9 • □ Si/Si+ ■

, ■ # + HgMn

□ X He-w ■

Д Не-г

195°

X X

X

+

X

X

Яс

• □

xj& * □

• JW* д я х

X

+

_|_____________________I___________________I____________________|_

_|_________________________I______________________I______________________|_

_|_____________________I___________________I____________________|_

_|_________________________I______________________I______________________|_

200°

205°

Galactic longitude (J2000)

210°

и

ft

215°

X, рс

X, рс

У, рс

Рис. 4. Трехмерная картина распределения СР-звёзд разных типов. Нижние графики представлены в прямоугольной системе галактических координате Солнцем в центре системы.

Мы не можем здесь провести полный индивидуальный анализ всех 814 звёзд из выборки Брауна и др. [ 19]. Остается только предположить, что звёзды с эффективными температурами менее 10 000 К в основном являются объектами переднего фона, а более горячие звезды — членами ассоциации. В этом случае 23 Am-звезды из 375 составляют 6.1% от всех c log Teff < 4.0. Прибавим еще 3 Ap-звезды с logTeff < 4.0 и получаем 26 из 375 — 7.0%.

Доля Bp-звёзд в ассоциации Ori OB1 составляет 59 из 439 — 13.4% — почти в два раза больше, чем пекулярных А-звёзд.

Если взять только горячие звёзды, то их доля в разных подгруппах следующая: (a) — 17 звёзд из 159 (10.7%), (b) — 14 звёзд из 100 (14.0%), (c) — 25 звёзд из 167 (15.0%), (d) — 3 звезды из 13 (23.0%) Из этих данных следует, что, хотя какой-то тренд остался, зависимость стала значительно менее выраженной. Явно видна только меньшая доля горячих звёзд в подгруппе (а).

Это означает, что в значительной степени тренд возник из-того, что в разных подгруппах ассоциации доля звёзд с разной эффективной температурой различна. А когда мы анализируем более однородный по температуре список объектов, тренд уменьшается.

Но тогда закономерно возникает другой вопрос — о значительно меньшей доле холодных пекулярных звёзд в ассоциации Оп ОВ1. Может быть имеются неучтенные Ат и Ар-звёзды переднего фона, которые не вошли в список Брауна и др. [19] как объекты не принадлежащие ассоциации? Этот вопрос требует специального изучения. Мы можем найти частоту встречаемости пекулярных звёзд в разных областях небесной сферы, используя каталог Ренсона и Манфруа [11] и другие данные, внесенные в базу данных SIMBAD. Можно уверенно утверждать, что спектральная классификация выполнена практически для всех звёзд ярче 10т, помещенных в разные звёздные каталоги (BD, HD, Н1Р и др.). Поэтому отношение

Таблица 8. Частота встречаемости СР-звёзд разной температуры в разных областях неба

Участок В0-В9 ВО—В9 (рес) % А0-А9 А0-А9 (рес) % А0-А5 А0-А5 (рес) %

1 470 67 14.5 1074 41 3.8 924 37 4.0

2 123 12 9.8 944 31 3.3 863 25 2.9

3 50 8 16.0 264 21 8.0 196 20 10.2

количества пекулярных звёзд к нормальным можно найти для любой области неба.

Выберем три участка на небесной сфере, примерно равные по площади исследуемой нами ассоциации Огі ОВ1, таким образом, чтоб один из них совпадал с ассоциацией, второй находился в направлении на центр Галактики, а третий — в направлении на её антицентр. Чтобы минимизировать влияние межзвёздного поглощения в Галактике два последних участка выбраны на достаточном удалении от её плоскости.

Выбранные нами области на небесной сфере следующие. Участок 1 имеет границы а от 4Ь55™ до 5Ь55т, 5 от —11° до +7° и соответствует границам исследуемой нами области ассоциации ОгіОВІ. Участок 2 имеет границы а от 3ь00т до 4ь00т,

5 от +20° до +40°. Он находится несколько южнее плоскости Галактики (Ь от —10° до —30°) в направлении на антицентр Галактики. Участок 3 имеет границы а от 15ь00т до 16ь00т, 5 от —10° до —30° в направлении на центр Галактики, но выше её плоскости в пределах Ь от +20° до +40°.

Результаты приведем в Таблице 8.

Как и следовало ожидать, наибольшее количество В-звёзд (470) наблюдается в ассоциации Огі ОВ1, их распространенность в других участках значительно меньше. Тем не менее, видно, что доля Вр-звёзд в разных участках небесной сферы примерно равная и находится в пределах от 10% до 16% от всех В-звёзд. Доля Вр-звёзд в ассоциации Огі ОВ1 (13.4%) нормальная и соответствует доле Вр-звёзд поля.

В то же время, видим значительно меньшую долю Ар и Ат-звёзд среди нормальных А-звёзд. В направлении на антицентр Галактики она составляет 3.3% для звёзд А0—А9 и 2.9% для звёзд А0—А5. В направлении на центр Галактики она выше и составляет 8.0% для звёзд А0—А9 и 10.2% для звёзд А0—А5, но в полтора раза ниже доли Вр-звёзд. Оценить, играет-ли какую-нибудь роль наблюдательная селекция, очень трудно. Для этого необходимо провести анализ частоты встречаемости пекулярных А и В-звёзд по всей небесной сфере. Но в рамках настоящей работы такой анализ

провести невозможно. Мы можем только выборочно сравнить наши данные с полученными ранее в литературе, не основанными на анализе каталога Ренсона и Манфруа [11].

Например, в работе Клочковой и Копылова [13], анализируются данные о частоте встречаемости пекулярных звёзд в группировках разного возраста, основанные на собственном наблюдательном материале — спектрах полученных на ОЗСП БТА. Доля СР-звёзд от общего количества звёзд В2—А7 в разных подгруппах ассоциации Орион ОВ1 выглядит так: (а) — 11%, (Ь) — 8%, (с) — 8%, (ф — 0%. Результаты хорошо совпадают с выводами нашей работы: доля Вр-звёзд выше, чем средняя доля всех СР-звёзд (см. Таблицу 8).

Как видим, использование данных каталога [11] приводит к выводам о том, что: 1) доля пекулярных звёзд с Тед- > 10 000 К (Вр-звезды) в ассоциации ОпОВ1 в два раза выше, чем доля звёзд с Тед- < 10 000 К (Ар и Ат-звёзды); 2) это общая закономерность — в трех независимых выборках звёзд доля пекулярных В-звёзд значительно выше доли пекулярных А-звёзд по сравнению с нормальными тех же спектральных классов.

Таким образом, мы получаем независимое подтверждение того, что частота встречаемости пекулярных В-звёзд в изучаемой нами ассоциации значимо больше частоты встречаемости пекулярных А-звёзд. Это значит, что эффект реальный и не является проявлением наблюдательной селекции данных.

5. ПРОСТРАНСТВЕННОЕ РАСПРЕДЕЛЕНИЕ

5.1. Общие замечания

Мы уже ранее (Рис. 4) показали, что группировка Ат-звёзд расположена отдельно от других объектов и находится ближе к наблюдателю. Можно сделать вывод, что Ат-звезды — это объекты переднего плана и только проецируются на ассоциацию.

Мы показали, что звезды с аномальными линиями гелия принадлежат к скоплению и сконцентрированы в основном в подгруппах (Ь) и (с) — 20 объектов, в то время, как в подгруппе (а) только

Таблица 9. Двойные СР-звёзды ассоциации Оп ОВ1

НО Вго\уп+(94) Бр, рес V, mag 1<^ ТеЯ АУ, та§ Ро1, % V эш г, км/с Р, ёауз

33647 034 а В9 ^Мп 6.665 3.96 0.05 0.150 35 0.57

34880 045 с В8 Мп 6.412 4.12 0.28 0.304 50

34959 086 а Вбр 6.52 4.16 0.12 0.936 225

35039 091 а В2 Не-г 4.703 4.30 0.13 0.000 10

35456 121 а В7 Не-\ук 6.936 4.16 0.24 0.216

35502 124 а В6 БгСгБ! 7.327 4.20 0.32 0.330 240 1.7

35548 125 а В9 ^Мп 6.560 4.04 0.09 20

36313 014 Ь В8 Не-\ук 8.174 4.11 0.12

36412 100 с Ат 9.467 3.92 1.91

36429 194 а В6 Не-\ук 7.560 4.23 0.15 0.330

36485 020 Ь В2 Не-г 6.828 4.29 0.12 0.000 40 1.7

36960 141 с ВО Б1 4.78 4.45 0.07 0.110 30

37017 152 с В2 Не-г 6.553 4.32 0.21 0.250 160 0.90

37041 007(1 ВО Не-г 5.08 4.50 0.62 0.792 120

37321 075 Ь В5 Не-\ук 7.09 4.18 0.17 0.140 85

37479 086 Ь В2 Не-г 6.66 4.39 0.25 175 1.19

290665 128 Ь В9 БгСгЕиБ! 9.44 3.86 0.19

8 объектов. Кремниевые звезды группируются в основном в подгруппах (а) и (с) — 14 из 18, и только 4 — в подгруппе (Ь). Особенно большие различия наблюдаются в пространственном распределении звёзд с усиленными линиями гелия (преимущественно находятся в подгруппе (Ь)) и усиленными линиями кремния (избегают подгруппу (Ь)). Детальное рассмотрение вопроса о том, имеются ли предпочтительные условия для образования пекулярностей разного типа в разных частях ассоциации, еще предстоит.

5.2. Оптически близко расположенные звезды

В ассоциации Оп ОВ1 имеется много оптически близких звёзд, находящихся на малых угловых расстояниях. Среди них имеются как реальные физически двойные или кратные системы, так и оптические пары и системы. Так как не вызывает сомнений групповое рождение звёзд в ассоциации, детальное рассмотрение близких объектов представляет особый интерес.

Мы выделили 17 физически двойных из 85 СР-звёзд ассоциации, что составляет типичную

величину — 20%. Возможно, еще не все двойные и кратные звезды ассоциации обнаружены. В Таблице 9 приведен их список. Обозначения аналогичны Таблице 5. В подгруппе (а) имеется 7 звёзд, в (Ь) — 5, в (с) — 4, в (ф — 1. Распределение по типу пекулярности: Не-г — 5 (из 7), Не^к —

4 (из 27), БИБИ-----2 (из 19), Ат — 1 (из 23),

другие — 5 (из 9).

Видим, что доля двойных наибольшая среди звёзд типа Не-г. Две звезды, у которых не найдены компаньоны, — это НЭ 36982 и НЭ 37776. Вторая звезда знаменита очень сильным полем сложной топологии. Возможно, что и у НЭ 36982 присутствует сложное поле, профили линий дают прямые указания на это. Спектрополяриметрические исследования этой звезды еще предстоит провести.

Давно известно, что доля двойных среди магнитных СР-звёзд в два раза ниже нормальной. Более детальные исследования показали, что магнитные звёзды не имеют близких спутников, расстояния до которых меньше 1 млрд км. В нескольких случаях, когда такие спутники наблюдаются, их орбитальные периоды равны периоду вращения звез-

8 10

о

о

о

30 1

20 -

10 - о

0 - °0

-10 _ <ь о

-20 -30 1

-30-20-10 0 10 20 30

У2000), таа

и

1

£

/х, тав

7г, тав

Рис. 5. Распределение по собственным движениям (левый и центральный столбцы рисунка) и параллаксам нормальных звёзд (нижний график каждого столбца) и СР-звёзд (верхний график столбца) ассоциации.

ды. При больших расстояниях между компонентами (почти всегда СР-звезда — главный компонент, а второй — нормальная звезда), магнитные поля компонентов не влияют друг на друга, и частота встречаемости двойных нормальная (подробности см. в работе [33]). К настоящему времени известна только одна пара СР-звёзд (ВЭ+40° 175 АВ), оба компонента которой имеют надёжно измеренное сильное магнитное поле.

Исследование двойных СР-звёзд крайне важно с точки зрения понимания механизмов возникновения пекулярностей и генерации магнитного поля при групповом рождении звёзд. Между тем, нет достаточного количества наблюдательных данных, которые бы служили надежным фундаментом для теории.

С другой стороны, в звездных скоплениях можно попытаться найти близкие магнитные звёзды не только среди физически связанных пар, но и близкие объекты, образовавшиеся вместе при групповом рождении из единого протозвёздного облака. Детальные исследования близких звёзд могли бы дать новую информацию о сложных процессах, протекающих во время образования звёзд. Поэтому мы считаем, что интерес представляет не только изучение двойных звёзд, но и близких оптических пар ассоциации ОпОВ1, расстояние между компонентами у которых не превышает 30',

что на среднем расстоянии 400 пк дает расстояние

3.5 пк в картинной плоскости. Будем надеяться, что по крайней мере некоторые из них могут оказаться близкими реально, а не только в проекции на картинную плоскость. Единичные попытки исследовать магнитные поля близких звёзд нами предпринимались и ранее [10], но было найдено всего три пары с расстоянием между компонентами в картинной плоскости менее 10 пк. Мы надеемся, что исследования звёзд в ассоциации Оп ОВ1 позволит значительно улучшить ситуацию.

В качестве критерия для включения в список близких звёзд мы выбрали расстояние не более 3 пк между объектами в картинной плоскости.

Выборка звёзд с малым угловым расстоянием 5 между ними приведена в Таблице 10. При вычислении расстояния О в парсеках принято среднее расстояние до ассоциации 400 пк. V — визуальная величина объекта.

Итак, в дополнение к 17 физическим парам мы выделили ещё 15 оптических пар, расстояние между компонентами которых не превышает 30' в картинной плоскости. Необходимо тщательное изучение движения, физических параметров, измерение магнитного поля и построение магнитных моделей для тех из них, в которых поле будет найдено. Но оставим этот анализ для будущей работы.

о

о

о

см

и

и

О

6°

5°

4°

3°

2°

1°

0°

-1°

-2°

-3°

-4°

-5°

-6°

-7°

-8°

-9°

-10°

О О

Р Л ° О О О3 ° ОО „ 0

£> ° % л ч

°Г ° о о » о | ’ ^

° л

Таблица 10. Оптически близкие пекулярные звёзды ассоциации Оп ОВ1

°Т о О

Оо >0 р

сР°

0°о о;*°*;%\ о

® 0>°о# Ъ**л' '

о* п °Г о ° О &

° о • ° V • \с7° -х- • •

о

чо *«5*0Т) о оо

ч

о

о -

• I

0 о' © с

’°св О

° 8°- / ” * ° «о ° о° "

о _ о Т° 'Ь

гРО

О О

__I____

О

V

о 1

О о

с* 1 а_1_

5Ь50Ш 5Ь40Ш 5ь30т 5ь20т 5ь10т 5ь00т авсешюп (12000)

Рис. 6. Собственное движение химически пекулярных звёзд из каталога Брауна и др. Длина стрелки пропорциональна значению пространственного движения !1а и !18, размер кружка пропорционален значению параллакса.

6. КИНЕМАТИКА И МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЁЗД АССОЦИАЦИИ

6.1. Лучевые скорости и собственные движения

Лучевые скорости СР-звёзд ассоциации Оп ОВ1 соответствуют оным для нормальных, за исключением одной звезды НЭ 35548. Ее лучевая скорость по модулю соответствует скоростям других близких звёзд, но в литературе приведена с отрицательным знаком. Звезд-бегунов не обнаружено.

Распределение собственных движений и параллаксов нормальных и пекулярных звёзд приведено на Рис. 5. Пекулярные звезды представлены в верхней части графика, а все звезды ассоциации — в нижней.

Собственное движение пекулярных звёзд на фоне всех продемонстрировано также и на Рис. 6. Анализ показывает, что собственные движения пекулярных звёзд в целом соответствуют движениям других звёзд ассоциации Оп ОВ1.

Собственные движения большинства Ат-звёзд значительно выше остальных, еще раз подтверждая, что они находятся ближе других объектов ассоциации.

Звезда 1 V, Ша§ Звезда 2 V, mag <5, агстт А пк

НО 34880 6.41 НО 34889 8.73 5.2 0.6

НО 35177 8.16 НО 35298 7.91 26.4 3.0

НО 35456 6.94 НО 35502 7.33 21.0 2.5

НО 294046 8.26 21.0 2.5

НО 36313 8.17 НО 36485 6.83 19.5 2.3

НО 36629 7.65 НО 36559 8.81 7.5 0.9

НО 36540 8.16 11.2 1.3

НО 36671 8.68 НО 36629 7.65 6.2 0.7

НО 36670 8.90 16.2 1.9

НО 36726 8.83 НО 36694 9.11 11.9 1.4

НО 36843 6.82 НО 36958 7.31 11.0 1.3

НО 36899 9.49 НО 294265 10.23 4.8 0.6

НО 36960 4.79 НО 36918 8.34 3.4 0.4

НО 37114 9.01 НО 37041 5.08 9.2 1.1

НО 37479 6.66 НО 37525 8.06 5.1 0.6

6.2. Магнитные поля

В Таблице 11 представим звезды ассоциации Ог1ОВ1, у которых достоверно обнаружены магнитные поля. В столбцах таблицы приведены: название звезды по каталогу НЭ, ее название в каталоге [19], экстремальные значения поля, спектральный класс и тип пекулярности, степень межзвёздной (или околозвездной) линейной поляризации Ро1, проекция скорости вращения на луч зрения V 8ш г и период вращения Р.

Итак, найдены 22 магнитные звезды, 21 из них — Вр-звёзды. Еще у двух объектов типа Не^к наличие поля заподозрено. 8 из магнитных звёзд — двойные (36.4%). Таким образом, видим, что магнитные поля найдены примерно у третьей части пекулярных В-звёзд. Из них 4 звезды — Не-г, 13 — Не^к, 4 — Б1, Б1+, и 1 — СгЕи. Видим, что подавляющее большинство (17 из 22, 77%) магнитных звёзд в ассоциации Ог1ОВ1 — это объекты с аномальными линиями гелия.

Степень линейной поляризации измерена у 13 звёзд. За исключением НЭ 36485, среда вокруг объектов достаточно сильно поляризована. Так как многие звёзды, особенно самые горячие с аномальными линиями гелия, включены в списки

Таблица 11. Магнитные звёзды ассоциации

НО Браун и др. Ве(ех1;г), Гс Бр, рес Ро1, % V эш г, км/с Р, ёауз

35008 089 а -340 В8 Б1 0.500

35298 106 а -3000/+3000 В6Не-\ук 0.119 50 1.85

35456 121 а -400/+1080 В7 Не-\ук 0.216

35502 124 а -2250/-180 В6 БгСгБ! 0.330 240 1.7

35730 137 а -450/+250 В4 Не-\ук 0.180 85

36313 014 Ь —1500/—1100 В8 Не-\ук

36429 194 а -840/+160 В6Не-\ук 0.330

36485 020 Ь —3700/+3000 В2 Не-г 0.000 40 1.7

36526 023 Ь —3500/+3400 В8 Не-\ук,81 1.84

36540 106 с —900/ +1030 В7 Не-\ук 1.640 2.17

36629 114с —1300/+1100 ВЗ Не-\ук 1.843 21

36668 031 Ь —2200/+2000 В7 Не-\ук,81 2.12

36916 133 с -1100/0 В8 Не-\ук,81 0.270 35 1.56

36955 052 Ь — 1300/—410 А2 СгЕи

37017 152 с —2300/—300 В2 Не-г 0.250 160 0.90

37058 160 с — 1200/ +1200 В2 Не-\ук,8г 0.540 21 14.6

37140 063 Ь -1050/+400 В8 818г 2.71

37479 086 Ь — 1600/+3500 В2 Не-г 175 1.19

37642 209 с -3000/+3000 В9 He-wk,Si 1.08

37687 211 с -600/+500 В7Не-\ук

37776 104 Ь -2000/2000 В2 Не-г 0.850 80 1.53

290665 128 Ь — 1600/+7000 ? В9 БгСгЕиБ!

объектов Ае/Ве Хербига, это означает, что по крайней мере половина из них окружена оболочкой или находится в туманности.

Поляризация измерена для 41 звезды из выделенных нами 85 СР-звёзд. Ее среднее значение: Ро1 = 0.466 ± 0.068%. Среднее значе-

ние поляризации для 13 магнитных СР-звёзд Ро1 = 0.544 ± 0.159%. Таким образом, магнитные СР-звёзды в целом ничем не выделяются от остальных СР-звёзд по степени поляризации окружающей среды.

Распределение по подгруппах ассоциации следующее. В подгруппе (а) найдено 6 магнитных звёзд среди 24 пекулярных (25.0%), в подгруппе (Ь) —

9 магнитных звёзд из 21 пекулярной (42.9%), и в

подгруппе (с) — 7 из 37 пекулярных (18.9%) Видим, что доля магнитных звёзд во внутренней подгруппе (Ь) в два раза больше, чем во внешних (а) и (с). Видна тенденция — магнитные звёзды преимущественно концентрируются в более молодой подгруппе. Однако, в самой молодой подгруппе (ф ни у одной из трех СР-звёзд сильное поле не найдено. Но все три обладают специфическими свойствами, и однозначно отнести их в классические химически пекулярные звёзды нет веских оснований. Поэтому пока отложим на будущее рассмотрение вопроса о магнетизме звёзд в подгруппе (ф.

Мы не видим значимых различий в величине поля магнитных звёзд ассоциации ОпОВ1 от полей Вр-звёзд в целом, анализ последних проведен в работе Романюка и Якунина [14]. Тем не менее,

несмотря на малую статистику, заметно, что поля звёзд Не-г в целом в полтора—два раза выше, чем у звёзд Не^к. Это может иметь эволюционный смысл, указывающий на реликтовую природу магнитных полей СР-звёзд. Более детальное обоснование этого вывода будет представлено в следующей статье серии.

7. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

Итак, мы выделили 85 СР-звёзд в направлении на ассоциацию молодых звёзд Оп ОВ1. В качестве базового использовался список 814 звёзд ассоциации, выделенных Брауном и др. [19]. Пекулярными считались звёзды, помещенные в каталог Ренсона и Манфруа [11]. По типу пекулярности СР-звёзды распределены следующим образом: 23 Ат-звезды,

3 Ар-звезды и 59 Вр-звёзд.

Параллаксы, полученные на спутнике Н1ррагсо8, позволили достаточно надежно измерять расстояния только до относительно близких звёзд, находящихся на расстояниях ближе 250 пк. Но они подтвердили, что найденные по эффективным температурам и светимостям расстояния до Ат-звёзд определены правильно (от 100 до 300 пк), и их следует отнести к объектам переднего фона.

В самой ассоциации нами выделено 59 Вр-звёзд, что составляет 13.4% от общего количества В-звёзд, помещенных в список Брауна др. [19]. Доля пекулярных В-звёзд по отношению ко всем В-звёздам в ассоциации в два раза превышает аналогичную долю для пекулярных А-звёзд. Такая же закономерность справедлива и для объектов поля.

Выделенные нами группировки Ар/Ат и Вр-звёзд в ассоциации пространственно не перекрываются. Практически все А-звёзды находятся ближе 300 пк, а В-звезды дальше 300 пк.

В ассоциации насчитывается 22 магнитные звезды, из которых 21 Вр-звезда и только одна Ар-звезда. Семнадцать из них — это звёзды с аномальными линиями гелия. Учитывая всю неоднозначность, а иногда и спорность спектральной классификации звёзд, тем не менее мы можем сделать предположение, что при образовании звёзд в ассоциации ОпОВ1 магнитные поля образовались предпочтительнее там, где позже возникли аномалии в содержании гелия, но не кремния, например.

БЛАГОДАРНОСТИ

Работа выполнялась на 6-м телескопе при поддержке Министерства образования и науки РФ (госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073). В работе широко использовались сведения, взятые из баз данных SIMBAD и VizieR. Авторы благодарят Российский Фонд Фундаментальных Исследований (гранты РФФИ 12-02-00009 а, 12-02-31246 мол_а), Президиум РАН (программа “Эволюция звезд и галактик”), Отделение физических наук РАН (программа “Активные процессы в галактических и внегалактических объектах”) и Министерство образования и науки РФ (программы “Научные школы” и “Научные и научнопедагогические кадры инновационной России,” гранты 8406 и 8416) за частичную финансовую поддержку различных работ, выполненных в ходе настоящего исследования. Авторы признательны

Н. Ф. Войханской за внимательное прочтение рукописи и обсуждение ряда вопросов.

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. V. A. Ambartsumian, in Stellar Evolution and Astrophysics (Armenian Academy of Sci., Yerevan, 1947).

2. V. G. Klochkova, Sov. Astron. Lett. 11, 209 (1985).

3. Э. А. Витриченко, Трапеция Ориона (Наука, Москва, 2004).

4. W. H. Warren and J. E. Hesser, Astrophys. J. Suppl. 34 , 115(1977).

5. W. H. Warren and J. E. Hesser, Astrophys. J. Suppl. 34 , 207 (1977).

6. W. H. Warren and J. E. Hesser, Astrophys. J. Suppl. 36,497(1978).

7. A. Blaau , Annual Rew. Astron. Astrophys. 2, 236 (1964).

8. K. M. Menten, M. J. Reid, J. Forbrich, and A. Brunthaler, Astronom. and Astrophys. 474, 515 (2007).

9. S. Kraus, Yu. Yu. Balega, J-P. Berger, et al., Astronom. and Astrophys. 466, 649 (2007).

10. 1.1. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 62, 62 (2007).

11. P Renson and J. Manfroid, Astronom. and Astrophys. 498,961 (2009).

12. H. A. Abt, Astrophys. J. 230,485(1979).

13. V. G. Klochkova and I. M. Kopylov, in IAU Coll. No. 90 on Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances (Reidel, Crimea, 1986), p. 160.

14. I. I. Romanyuk and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 67, 177(2012).

15. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 228, 809(1979).

16. H. W. Babcock, Astrophys. J. 105,105(1947).

17. И. М. Копылов, Астрофизические исследования 24, 44(1987).

18. V. G. Klochkova, Astrophysical Bulletin 67, 385 (2012).

19. A. G. A. Brown, E. J. de Geus, and P. T. de Zeeuw, Astronom. and Astrophys. 289, 101 (1994).

20. F. van Leeuwen, Astronom. and Astrophys. 474, 653 (2007).

21. V. M. Woolf, D. L. Lambert, Astrophys. J. 521, 414 (1999).

22. C. Heiles, Astronom. J. 119, 923 (2000).

23. P Harmanec, Bull. Astron. Inst. Czechoslovakia, 39, 329(1988).

24. S. C. Wolff, Astronom. J. 100,1994(2000).

25. A. A. Tokovinin, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 389,925(2008).

26. G. Catanzaro and P. Leto, Astronom. and Astrophys. 416,661 (2004).

27. J. Hernandez, N. Calvet, L. Hartmann, et al., Astronom. J. 129, 856 (2005).

28. N. Tetzlaff, R. Neuhauser, and M. M. Hohle, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 410, 190 (2011).

29. C. Koen and L. Eyer, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 331,45(2002).

30. V. Makaganiuk, O. Kochukhov, N. Piskunov, et al., Astronom. and Astrophys. 525, A97 (2011).

31. R. V. Yudin, Astronom. and Astrophys. 368, 912 (2001).

32. M. Zejda, E. Paunzen, B. Baumann, et al., Astronom. and Astrophys. 548A, 97 (2012).

33. Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maximov, et al., Astrophysical Bulletin 67 48 (2012).

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

35. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63,139(2008).

36. S. Daflon, K. Cunha, R. De La Reza, et al., Astronom. J. 138, 1577 (2009).

37. I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 68,214(2013).

38. A. A. Tokovinin, B. M. Mason, and W. I. Hartkopf, Astronom. J. 139,743(2010).

39. J. Dommanget and O. Nys, VizieR On-line Data Catalog: I/274 (2002); originally published in: Observations et Travaux 54, 5 (2002).

40. F. Leone, D. A. Bohlender, C. T. Bolton, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 401, 2739 (2010).

41. П. П. Паренаго, Труды Гос. Астрон. Института им. Штернберга 25, 1 (1954).

42. J. A. Caballero and E. Solano, Astronom. and Astrophys. 485,931 (2008).

43. S. C. Wolff, S. E. Strom, D. Dror, and K. Venn, Astronom. J. 133,1092(2007).

44. L. A. Hillebrand, Astronom. J. 113, 1733 (1997).

45. M. E. Oksala, G. A. Wade, R. H. D. Townsend, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 419, 959 (2012).

46. O. Kochukhov, A. Lundin, I. Romanyuk, and D. Kudryavtsev, Astrophys. J. 726, 24 (2011).

47. S. Joshi, D. L. Mary, P. Martinez, et al., Astronom. and Astrophys. 455, 303 (2006).

48. 1.1. Romanyuk, V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 45, 93 (1998).

Chemically Peculiar Stars in the Orion OB1 Association.

I. Occurrence Frequency, Spatial Distribution, and Kinematics

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

A total of 85 CP stars of various types are identified among 814 members of the OriOBl association. The fraction of CP stars decreases with age for different cluster subgroups: from 15.1% in the youngest subgroup (b) to 7.7% in the oldest one (a). Individual comments are provided for each of the 85 stars, where we analyze the physical parameters and distance of the objects. All the 23 Am stars identified as a result of this study are found to have heliocentric distances between 100 and 300 pc and appear not to be members of the Orion OB1 association, but foreground objects. We identified 59 Bp stars, which account for 13.4% of the total number of B-type stars in the association. The fraction of peculiar B-type stars in the Ori OB1 association is found to be twice higher than that of peculiar A-type stars. The same is true for field stars. The association contains 22 magnetic stars, out of which 21 are Bp stars and only one is an Ap star. Seventeen of these stars are objects with anomalous helium lines. Magnetic stars show a well-defined tendency to concentrate in the central region of the association (in Orion’s Belt), which contains most of these objects. No significant differences are found between the field strengths in the B-type stars of the association and Bp-type field stars, although there is a noticeable trend for He-rich stars to have stronger fields compared to He-weak stars. We identified 17 binaries, which make up 20% of the total number of peculiar stars studied, which is the standard ratio for CP stars. Except for one HgMn star (HD 35548), the radial velocities and proper motions of our identified objects are consistent with the corresponding parameters of normal B-type stars.

Keywords: stars: chemically peculiar—open clusters and associations: individual: OriOB1