CC BY
7
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2021, том 76, № 1, с. 43-66
УДК524.3-337, 524.35
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1.
IV. ЗВЕЗДЫ ПОДГРУППЫ (B)
© 2021 И. И. Романюк1*, Е. А. Семенко1, А. В. Моисеева1, И. А. Якунин1'2, Д. О. Кудрявцев1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия Поступила в редакцию 4 августа 2020 года; после доработки 23 октября 2020 года; принята к публикации 23 октября 2020 года
В статье представлены результаты измерений магнитных полей химически пекулярных звезд подгруппы (b) ассоциации Orion ОВ1. Мы нашли, что доля звезд с магнитными полями среди пятнадцати CP-звезд подгруппы (b) почти в два раза больше, чем в подгруппе (a). При этом возраст подгруппы (b) оценивается в 2 млн. лет, а возраст подгруппы (а) — порядка 10 млн. лет. Средняя величина среднеквадратического магнитного поля (Be) в подгруппе (b) в 2.3 раза выше аналогичной величины для звезд подгруппы (а). Полученные выводы в целом укладываются в рамки реликтовой теории образования крупномасштабных магнитных полей B- и A-звезд, однако темп ослабевания поля с возрастом оказался аномально большим. Мы предлагаем наши результаты в качестве важного наблюдательного теста для калибровки теории формирования и эволюции звездных магнитных полей.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Развитие теории формирования и эволюции магнитных полей звезд нуждается в надежных наблюдательных тестах, сравнение с которыми может продемонстрировать достоверность теоретических выводов. В отличие от Солнца, где процесс формирования и развития поля наблюдается непосредственно на поверхности, в случае магнитных химически пекулярных (СР) звезд все намного сложнее. Здесь структуру поля в деталях наблюдать невозможно, и поэтому остается лишь сравнивать результаты наблюдений с магнито-гидродинамическими расчетами, которые должны учитывать многие параметры, часто не имеющие точного количественного выражения.
Вопрос о существовании зависимости величины магнитного поля от возраста звезды в области исследований магнитных полей горячих Ар/Вр-звезд является одним из важнейших. Не вдаваясь в подробности отдельных работ, отметим, что исследователи в основном сходятся во мнении о том, что наблюдается тренд ослабевания поля и упрощения его геометрии с возрастом. Однако эти выводы часто оказываются недостаточно надежными из-за сложностей с определением возраста одиночных звезд. Отсюда и повышенный интерес к магнитным звездам в скоплениях и ассоциациях.
E-mail: roman@sao.ru
В нашем исследовании было решено измерить магнитное поле всех химически пекулярных звезд в ассоциации Orion ОВ1 с надежно определенным возрастом отдельных ее подгрупп. Цели этого исследования были представлены в работе Romanyuk et al. (2013), а описание методики наблюдений и анализа данных содержится в работах Romanyuk et al. (2014; 2015; 2017). Настоящая статья также является продолжением серии работ Romanyuk et al. (2014; 2015; 2019; 2013; 2017) по комплексному изучению магнитных химически пекулярных звезд в Орионе.
С момента публикации статьи Romanyuk et al. (2013) в мире было накоплено много новой информации о свойствах ассоциации Orion OB1. В первую очередь следует отметить результаты миссии GAIA, позволившие установить точное расстояние до отдельных звезд ассоциации. Эти данные во многом подтвердили правильность наших оценок расстояния до тех членов ассоциации, для которых измерения параллакса либо отсутствовали, либо его значения расходились с другими наблюдаемыми характеристиками.
Конечным итогом нашего исследования является ответ на вопросы о том, зависит ли от возраста частота встречаемости пекулярных звезд относительно нормальных звезд в ассоциации Orion ОВ1 и как изменяется в зависимости от возраста частота встречаемости магнитных CP-звезд. К настоя-
щему времени мы закончили изучение самой старой подгруппы (a), средний возраст звезд которой составляет около 10 млн. лет (Romanyuk et al. 2019). В новой работе цикла мы приводим результаты измерений магнитных полей CP-звезд подгруппы (b) ассоциации. Схема изложения результатов аналогична работе Romanyuk et al. (2019).
Подгруппа (b) ассоциации Orion OB1 почти целиком формирует астеризм пояса Ориона. Все ранее проведенные многочисленные исследования показывают, что эта область созвездия относится к наиболее молодой в ассоциации. Средний возраст звезд в ней оценивается в 2 млн. лет. Точность и надежность таких оценок намного выше, чем в случае определение возраста по спектральным данным и эволюционным трекам.
2. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ
2.1. Выбор объектов для наблюдений
По методике, предложенной в работе Romanyuk et al. (2013), для наблюдений в подгруппе (b) ассоциации Orion OB1 нами было отобрано шестнадцать CP-звезд. Информация об отдельных объектах представлена в таблице 1. В ее колонках содержатся номер объекта в каталоге HD, тип пе-кулярности согласно каталогу Renson and Manfroid (2009), галактические координаты l и b, параллакс п, полученный GAIA, расстояние d до звезды в парсеках, блеск mv в полосе V и полное межзвездное или около звездное поглощение Av в направлении на звезду (Romanyuk et al. 2013).
Из таблицы 1 следует, что отобранные нами для наблюдений объекты в пространстве расположены достаточно компактно в пределах галактических координат l = 203◦ 2-206◦ 9 и b = [-16◦ 3; -18◦ 6] на расстоянии от 315 до 440 пк. Исключение может составлять только двойная звезда HD 37321, параллакс которой мог быть определен ошибочно. Таким образом, область, занимаемая звездами подгруппы, в картинной плоскости имеет размер примерно 30 х 15 пк и не более 100 пк в глубину вдоль луча зрения.
2.2. Результаты измерений
Для всех отобранных звезд программы в период с 2015 по 2019 гг. на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) (Panchuk et al. 2014) 6-м телескопа
БТА с зеемановским анализатором (Chountonov 2004) нами было получено не менее пяти спектров. Техника наблюдений и обработки данных полностью аналогична применявшейся ранее (см. работу Romanyuk et al. (2019)).
Результаты измерения магнитных полей приведены в таблице 2. В колонках таблицы представлены: номер звезды в каталоге HD, юлианская дата наблюдений, значения продольного магнитного поля в гауссах, полученные модифицированным методом Бэбкока Be(z), методом регрессии Be(r) и по водородной линии He — Be(h), a — среднеквадратичные ошибки измерений. Приведено также отношение S/N для каждого полученного спектра. Техника измерения магнитного поля в деталях описана в предыдущих работах (Romanyuk et al. 2014; 2015; 2019; 2017). Таким образом, для шестнадцати звезд суммарно мы получили 110 измерений магнитного поля, не менее пяти для каждого объекта.
В настоящей работе для статистических исследований аналогично тому, как мы сделали это в исследовании Romanyuk et al. (2019), будем использовать среднеквадратичное поле (Be) (см. формулы (1)—(3) для определения величины поля, его ошибки a и значения x2/n, характеризующего уверенность обнаружения поля на фоне ошибок измерений (Thompson et al. 1987)). Мы будем считать звезду магнитной в том случае, если X2/n > 5.
\ 1/2
i= 1
1 n
1/2
1 A ÍB^ 2
i=1
(1) (2) (3)
Результаты измерений для каждой звезды мы прокомментируем ниже. Кроме того, сведения о звездах мы дополним результатами наших измерений лучевой скорости Vr и скорости вращения ve sin i, а также приведем соответствующие значения из астрономических баз данных.
2
Таблица 1. Сводная информация о CP-звездах подгруппы Orion OB1 (b), включенных в программу исследований
Номер HD Пекулярность l, град. b, град. 7г, mas d, пк ту, зв. вел. AV, зв. вел.
36046 He-wk 203.74 -18.57 2.91 343 8.06 0.15
36313 He-wk, Si 203.77 -18.05 3.17 315 8.20 0.12
36485 He-r 203.84 -17.73 2.57 389 6.85 0.12
36526 He-wk, Si 205.08 -18.31 2.44 410 8.29 0.18
36668 He-wk, Si 203.18 -16.98 2.36 424 8.07 0.01
36955 CrEu 205.25 -17.58 2.29 437 9.58 -
37140 He-wk 204.39 -16.79 2.43 412 8.56 0.69
37149 He-wk 205.62 -17.42 2.38 420 8.02 0.05
37235 He-wk 204.84 -16.84 2.51 398 8.13 0.06
37321 He-wk 205.58 -17.04 1.56 640 7.09 0.17
37333 Si 206.54 -17.50 2.85 350 8.51 0.22
37479 He-r 206.81 -17.32 2.28 438 6.34 0.25
37525 He-wk 206.89 -17.29 2.29 436 8.06 0.17
37633 EuSi 207.01 -17.14 2.40 417 9.01 0.44
37776 He-r 206.07 -16.34 2.28 438 6.99 0.28
290665 CrEuSr 204.74 -17.29 2.48 403 9.44 0.19
Таблица 2. Результаты измерений магнитных полей CP-звезд подгруппы (b) ассоциации Orion ОВ1
Звезда JD, (2450000+) S/N Be(z) ± а, Гс Ве(г)±сг, Гс Be(h), Гс
HD 36046 6640.320 220 -750 ±1410 -100 ±90 -
7740.416 200 910 ±790 180 ±460 100
8125.437 250 -50 ±1200 -150 ±260 -400
8151.199 210 — 1690 ± 610 -70 ±150 -1200
8446.449 260 -1170 ±1570 -30 ±110 -250
HD 36313 5554.321 400 120 ±120 560 ±180 -1800
5842.500 350 160 ±160 480 ±190 1600
5843.542 350 40 ±130 250 ± 270 1100
6995.325 250 -160 ±400 280 ±210 2000
7288.512 350 -480 ±370 340 ±150 -
7288.528 400 -300 ±300 -70 ±190 600
7289.492 300 280 ±160 -40 ±120 -500
7290.483 300 -60 ±290 20 ±180 -1500
8830.358 220 340 ±150 280 ±130 1900
РОМАНЮК и др. Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD, (2450000+) S/N Be(z)±cг, Гс Be(r)±cг, Гс Be(h), Гс
8830.452 240 110 ±290 -200 ±210 -2700
8830.507 180 20 ±190 -200 ±150 -2000
8834.479 140 760 ±170 370 ±180 700
HD 36485 5553.247 330 -2350 ±250 -2310 ±120 -2100
5553.480 330 -2330 ±220 -2210 ±180 -1900
5554.263 300 -2400 ±210 -2270 ±120 -2300
5554.481 300 -2700 ±230 - -3100
5555.253 330 -2830 ±260 -2470 ±160 -2600
5555.486 270 -2830 ±320 -2370 ±120 -2400
5582.279 370 -2310 ±240 -2350 ±120 -2500
5583.280 320 -3030 ±260 -2250 ±120 -2600
5873.540 300 -3440 ±320 -2220 ±140 -2700
5962.381 390 -2860 ±320 -2160 ±50 -
5963.427 320 -2670 ±210 -2070 ±40 -
HD 36526 5553.335 250 2730 ±320 2180 ±170 3200
5842.532 280 1500 ±400 -290 ±210 -2700
5963.292 280 - 2790 ± 50 -
6589.530 320 2150 ±220 1970 ±130 5700
7289.570 200 2730 ±380 1120 ±80 3200
7290.525 210 4600 ± 600 750 ± 90 1000
HD 36668 5582.396 240 -1040 ±250 -540 ±140 -1350
5583.310 310 -1540 ±220 -1430 ±150 -3300
5842.475 300 -1170 ±350 — 1140 ± 50 -3400
5962.323 300 2170 ±180 1140 ±50 -
5963.272 300 -1010 ±780 -920 ±60 -
7288.565 200 2060 ±350 1030 ±80 1700
7289.554 240 -3370 ±650 -500 ±140 -1900
7290.513 230 1420 ±430 450 ±110 5500
HD 36955 3273.529 160 -820 ±190 - -
3274.512 180 -410 ±200 - -
3275.510 140 -1300 ±380 - -
4015.546 280 -480 ±210 - 50
6233.412 110 -750 ±110 -760 ±60 -2100
8447.419 170 -970 ±105 -660 ±110 -700
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕЗД В АССОЦИАЦИИ ОРИОН ОВ1 Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD, (2450000+) S/N Be(z)±cг, Гс Ве(г)±сг, Гс Be(h), Гс
HD 37140 5555.297 310 -590 + 90 -350 + 90 -
5962.400 230 220 + 210 220 + 50 -
5963.440 200 140 + 210 -210 + 60 -
8125.504 120 -900 + 170 -460 + 120 -600
8151.227 200 -720 + 220 -80 + 140 -100
8447.484 150 560 + 290 50 + 130 -400
HD 37149 6643.344 200 5 + 1200 -320 + 120 -
8008.545 190 - -180 + 190 0
8446.475 200 -700 + 1800 -160 + 170 800
8512.408 240 -3100 + 3100 170 + 190 -400
8799.384 250 -1800 + 2400 150 + 180 200
HD 37235 6643.321 200 - 260 + 120 -300
8126.173 200 9100 + 4500 170 + 170 -900
8151.252 180 -700 + 3800 190 + 130 200
8153.219 190 1370 + 1330 60 + 210 -500
8447.509 220 1800 + 2200 380 + 160 400
8550.243 160 90 + 660 180 + 210 -800
И D 37321 6643.366 280 -590 + 470 -580 + 260 -
7825.209 200 380 + 650 -160 + 210 -400
8116.420 260 -250 + 280 10 + 140 -
8153.247 270 -590 + 460 -180 + 200 -200
8446.498 400 80 + 210 -150 + 180 200
HD 37333 7762.470 120 50 + 310 -150 + 110 -600
7823.188 150 560 + 310 70 + 110 1300
8116.445 140 -1290 + 270 -440 + 130 800
8446.525 230 -1030 + 150 -670 + 110 -1200
8512.215 160 -890 + 190 -430 + 160 -1700
8512.240 140 -850 + 200 -530 + 100 -700
HD 37479 5555.324 350 -1050 + 1080 140 + 330 -200
5582.343 310 4350 + 540 1630 + 270 4800
5583.350 280 -3400 + 1150 -1860 + 480 -4300
5963.347 400 2320 + 360 830 + 70 -
HD 37525 5963.360 280 2390 + 2770 -20 + 90 -
5555.337 270 670 + 1670 20 + 290 -
РОМАНЮК и др. Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD, (2450000+) S/N Be(z) ±сг, Гс Be(r) +cr, Гс Be(h), Гс
7764.361 260 -780 + 1080 270 + 250 -300
8446.553 250 620 + 930 -20 + 100 1500
8514.409 100 -1460 + 2130 -100 + 140 -1700
HD 37633 6643.421 200 400 + 60 320 + 80 -400
7740.496 500 180 + 170 100 + 110 -
8006.568 140 194 + 190 160 + 150 -100
8126.455 130 810 + 100 660 + 80 400
8447.365 180 740 + 80 460 + 63 400
8758.511 160 440 + 70 300 + 80 -400
HD 37776 8777.441 320 15700 + 3900 -140 + 155 6600
8777.553 370 -2900 + 2200 -460 + 140 -3100
8778.460 350 6400 + 1800 70 + 200 7000
8778.578 400 -10100 + 2900 -580 + 160 1500
8799.396 310 -2200 + 2200 210 + 180 7000
8801.555 290 -800 + 4000 150 + 160 7800
8805.369 350 -7500 +1000 -1140 + 120 -5300
8805.559 350 1300 + 3000 -60 + 190 12300
8830.315 300 -3800 + 2600 -200 + 150 10700
8830.478 360 -6700 + 600 -1240 + 110 -4800
HD 290665 8007.527 130 3910 + 120 3200 + 40 2800
8151.336 180 830 + 90 570 + 80 1300
8447.442 150 1050 + 100 840 + 50 -
8448.392 150 -3700 +140 -2670 + 50 -2500
8534.209 190 3450 + 110 2960 + 50 3000
8535.178 90 1068 + 120 960 + 60 400
8550.287 130 3210 + 120 2660 + 40 2700
8551.250 170 -2990 + 130 -2240 + 40 -1800
8579.179 100 -2800 + 150 -1720 + 60 -300
8581.176 150 3410 + 130 2810 + 50 1600
2.3. Комментарии результатов исследования отдельных звезд
2.3.1. HD 36046 = BD —00°964 = Renson 9290 = Brown 007b
В каталогах переменных звезд ассоциации Orion OB1 HD36046 не представлена. В спек-
тре звезды в области 4400—4970 A имеются несколько линий, уширенных вращением (ve sin i = 100 км с-1). В базе SIMBAD лучевая
скорость указана как Vr = 34.6 км с-1, однако по нашим измерениям она систематически оказывается несколько меньше, что может свидетельство-
вать о возможной двойственности звезды. Наблюдаемый спектр HD 36046 соответствует звезде с эффективной температурой Teff = 15000 ± 250 K и ускорением силы тяжести lgg = 4.0 ± 0.3.
В работе Romanyuk et al. (2013) приведены ссылки на исследования, в которых делались попытки определить массу звезды. Получены две величины: 2.4 и 3.8 M©. Второе значение близко к нашим данным.
Согласно работе Bagnulo et al. (2015), звезда наблюдалась на VLT инструментом FORS с целью поиска магнитного поля, но результат оказался отрицательным. Наши наблюдения на БТА также не показывают признаков магнитного поля сильнее 500 Гс.
Звезда включена в список объектов Ae/Be Хербига в близких ОВ-ассоциациях (Hernandez et al. 2005), однако в наших спектрах в области 4450—4950 A признаки эмиссий не выявлены.
2.3.2. HD 36313 = V1093 Orion = BD -00°977 = Renson 9370 = Brown 014b
Эта двойная звезда является переменной. Спутник слабее главного компонента на 0.5 зв. вел. и находится на расстоянии 0 '.'1 (Catalano and Renson 1998). North (1984) нашел периодическую переменность с элементами
HJD(min) = 2444976.985 + 0.58933 E.
Потоки во всех фильтрах меняются в фазе в виде двойной волны.
Первым магнитное поле звезды обнаружил Borra (1981). По наблюдениям на бальмеровском магнитометре пределы изменения продольной компоненты магнитного поля составляют от -1520 до 1110 Гс. Наша попытка измерить поле по линиям металлов закончилась неудачей (Romanyuk et al. 2016). Более внимательный анализ данных показал, что в спектре звезды присутствуют два набора линий, по-разному уширенных вращением. Узких линий, принадлежащих холодному спутнику, в спектре намного больше. По всей видимости, этот компонент системы не имеет крупномасштабного поля. Зато по линии водорода Нв успешно обнаруживается магнитное поле главного компонента. Нулевой вклад спутника уменьшает величину суммарного поля примерно на 30%, что находится в пределах ошибок измерений. По этой причине мы решили использовать оригинальные результаты измерений, полученные по линии Hfî, для вычисления величины (Be) для этой звезды:
(Be) = 1337 Гс, а = 500, x2/n = 7.2.
Мы считаем, что ошибка измерения поля а по одной линии составляет 500 Гс.
Фотометрическая кривая блеска звезды, полученная спутником TESS, имеет вид двойной волны. При более детальном рассмотрении кривой оказалось, что она содержит компоненты как минимум трех периодических процессов. Наибольшая амплитуда соответствует колебаниям блеска с периодом Pmagn = 0.58913 сут. (рис. 1), который почти совпадает с данными North (1984). Два других процесса с существенно меньшими амплитудами имеют периоды Px = 3d6729 и P2 = 2d987. По всей видимости, Pi соответствует периоду вращения холодного компонента, линии которого доминируют в наблюдаемом спектре HD 36313.
Рисунок 2 дает представление о характере изменения продольного магнитного поля в наших измерениях. В качестве периода взято значение, полученное из фотометрии TESS, T0 = 2444976.985. Величины Be демонстрируют большое рассеяние, но измерения, полученные классическим методом и по линии водорода, хорошо коррелируют между собой. Обращает на себя внимание фазовый сдвиг фотометрической и магнитной кривых.
Уширение линий в спектре соответствует ve sin ii = 160 км с-1 для главного компонента и ve sin i1 = 30 км с-1 — для вторичного. Мы определяем физические параметры главного компонента следующим образом: Teff = 13000 ± 480 K, lgд = 4.0 ± 0.3.
2.3.3. HD 36485 = 5 Orion C = BD -00°982 = Renson 9440 = Brown 020b
Система 5 Ориона состоит из четырех звезд: первичный компонент A (HR 1852 = HD 36486) сам является спектрально-двойной звездой с mv = 2.23 зв. вел., компонент B находится в 330 от первичного и имеет величину mv = 14.0. Звезда C (HR 1851 = HD 36485) с усиленными линиями гелия находится на расстоянии 517 от A и имеет величину mv = 6.85.
HD 36485 — давно известная магнитная звезда, ее подробному изучению посвящена работа Bohlender (1989). Результаты измерения магнитного поля звезды в основном опубликованы в работе Bohlender et al. (1987). Данные показывают пределы изменения Be от -3800 до -3100 Гс. Mathys and Hubrig (1997) по одному измерению по линиям металлов нашли продольное поле -1850 Гс, но объяснить расхождение с результатами Болен-дера не смогли.
Мы выполнили собственные наблюдения звезды. Одиннадцать наших измерений показали, что по линиям металлов поле меняется от -3400 до -2300 Гс, а по линии Hß — от -3100 до -1900 Гс. Соответствующие значения среднеквадратическо-го продольного поля по методу Бэбкока и по водороду получаются следующими:
Рис. 1. Фотометрическая кривая блеска магнитного компонента в системе ИЭ 36313 по наблюдениям ТИББ.
• (Be) = 2724 Гс, а = 261, x2/n = 113 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 2156 Гс, а = 132, х2/п = 635 (по водороду).
Известно, что HD 36485 является спектрально-двойной системой, однако наблюдения методами спекл-интерферометрии обнаруживают еще один компонент. Tokovinin (2008) находит на расстоянии р = 0''.327 спутник слабее главной звезды на AmV = 1.5 зв. вел. Таким образом, HD 36485 — сложная кратная система, главный компонент которой обладает сильным магнитным полем переменной полярности.
По нашим спектрам мы определили основные параметры магнитной звезды: ve sin i = 40 км с-1, Teff = 18000 ± 250 K, lg g = 4.0 ± 0.3.
В направлении на звезду наблюдается достаточно сильная межзвездная линейная поляризация P = 0.18%.
Звезда наблюдалась на спутнике TESS, однако из-за сложной конфигурации системы разделить периодические сигналы в имеющейся составной кривой блеска не представляется возможным.
2.3.4. HD 36526 = BD -01° 933 = V1099 Orion = Renson 9460 = Brown 023b
Магнитное поле звезды с экстремумами Be от -1000 до +3500 Гс обнаружил Borra (1981). В статье Romanyuk et al. (2016) представлены результаты наших измерений ее продольного поля. North (1984) нашел фотометрическую переменность звезды. Согласно этой работе, переменность наблюдается во всех фильтрах со слабо выраженным вторичным минимумом и элементами
HJD(min) = 2444978.825 + 1.5405 E.
Кривая блеска, полученная на TESS, показывает присутствие двух периодов: 1d54170 и 1d7073. Как видно, первое значение близко к тому, что приводит North (1984), и является периодом вращения магнитной звезды. Кривая блеска звезды, фазированная с периодом 1d54170 и T0 = 2444978.825, приведена на рис. 3, а на рис. 4 с теми же элементами представлены наши измерения продольного магнитного поля.
Характер спектральной переменности HD 36526 в наших данных говорит о возможном присутствии линий как минимум еще одного компонента. Таким компонентом может быть спутник, обнаруженный Balega et al. (2012) на расстоянии 0'.'15. Разница блеска Amy между двумя звездами составляет всего 1.3 зв. вел. Таким образом, спектр спутника может оказать существенное влияние на наши измерения, а также на форму кривой блеска магнитной звезды. По нашим измерениям сред-неквадратическое поле (Be) HD 36526 получается следующим:
• (Be) = 2801 Гс, а = 384, х2/п = 56.8 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 1695 Гс, а = 137, х2/п = 539.3 (по методу регрессии).
Предварительный анализ спектров дает следующие значения фундаментальных параметров магнитной звезды: Teff = 16000 ± 210 K, lgg = 4.0 ± 0.3. Вращательное уширение линий соответствует ve sin i = 50 км с-1. Результатов измерений лучевой скорости в литературе нет. Измерения спектров, полученных на БТА, дают значение Vr = 30 км с-1.
Phase
Рис. 2. Кривые переменности продольного магнитного поля ИЭ 36313, построенные по нашим наблюдениям. АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 № 1 2021
Рис. 3. Фотометрическая кривая блеска HD 36526 по наблюдениям TESS.
2.3.5. HD36668 = BD +00° 1113 = V1107Orion = Renson 9560 = Brown 031b
Впервые магнитное поле звезды измерил Borra (1981) по наблюдениям на бальмеровском магнитометре. Полученные значения Be находились в пределах от -2100 до +2000 Гс. Мы провели восемь наблюдений звезды. По измерениям эффекта Зеемана в линиях металлов и водорода подтверждается наличие сильного поля, но пределы его изменения существенно больше опубликованных Romanyuk et al. (2017).
С учетом имеющихся данных среднеквадратичные значения поля получаются следующие:
• (Be) = 1892 Гс, и = 451, x2/n = 37.6 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 953 Гс, и = 105, х2/п = 203.5 (по методу регрессии).
Данная звезда является фотометрической переменной. North (1984) дает следующие элементы кривой блеска:
HJD(min) = 2444988.496 + 2.1211 E.
Изменение блеска происходит в виде двойной волны, в которой вторичный максимум почти такой же глубокий, как и главный. Звезда наблюдалась на спутнике TESS, но ее фотометрия была сделана отдельно в обзоре CDIPS (Bouma et al. 2019). Анализ данных, очищенных от инструментальных трендов, дает значение периода переменности P = 2d1204, близкое к приведенному выше из работы North (1984). Итоговая кривая блеска звезды имеет сложную форму и приведена на рис. 5.
Мы оценили фундаментальные параметры звезды: Ve sin i = 60 км с-1, Teíí = 13500 ± 250 K, lg g = 4.0 ± 0.4. Исходя из этих данных, а также из положения звезды в пространстве, можно
найти светимость и массу звезды. Для HD 36668
эти значения равны соответственно lg = 2.4
Lq
M
и —— = 3.7. В работе Romanyuk et al. (2013)
mq
приведены две оценки массы HD 36668, равные 3.8 Mq, что совпадает с данными результатами.
В работе Bouy and Alves (2015) утверждается, что HD 36668 не принадлежит ассоциации, а относится к звездному потоку в Орионе и находится ближе к наблюдателю. Однако параллакс, полученный в ходе миссии GAIA, опровергает это утверждение. Величина п = 2.36 mas соответствует расстоянию d = 424 пк, а это расстояние до центра подгруппы (b) ассоциации (Romanyuk et al. 2013).
Hernandez et al. (2005) включили HD 36668 в каталог звезд Ае/Ве Хербига в близких ОВ-ассоци-ациях, но в наших спектрах в области 4450—4950A не обнаружено никаких признаков, характерных для Ae/Be-звезд.
2.3.6. HD36955 = BD -01°955 = Renson 9740 = Brown 052b
Магнитное поле этой звезды было обнаружено нами на БТА (Kudryavtsev et al. 2006). В базе данных SIMBAD указано, что HD 36955 — двойная или кратная система. О наличии спутника с блеском mv = 11 зв. вел. на расстоянии 1 '.'5 говорится в работе Rastegaev et al. (2014).
Oelkers et al. (2018) нашли период вращения звезды P = 2d284965. Кривая блеска, построенная по фотометрии, выполненной на спутнике TESS, имеет простую форму (рис. 6). Уточненное значение фотометрического периода переменности равно 2d283506. Оба этих значения плохо согласуются с величинами продольного магнитного поля. Анализ наших измерений Be свидетельствует
Phase
Рис. 4. Кривые переменности продольного магнитного поля ИЭ 36526, построенные по нашим наблюдениям. АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 № 1 2021
Рис. 5. Фотометрическая кривая блеска HD 36668 по наблюдениям TESS.
в пользу несколько более длинного периода — 2d875108 (рис. 7). В причинах таких расхождений еще предстоит разобраться.
Среднеквадратичное продольное магнитное поле звезды, измеренное по методу Бэбкока и по регрессии, получается следующим:
• (Be) = 842 Гс, и = 219, x2/n = 28.2,
• (Be) = 708 Гс, и = 90, x2/n = 93.9.
Фундаментальные параметры HD 36995, определенные нами, следующие: ve sin i = 26 км с-1, Teff = 10800 ± 250 K, lgg = 4.2 ± 0.5.
2.3.7. HD 37140 = V1130 Orion = BD -00o 1018 = Renson 9910 = Brown 063b
Магнитное поле звезды обнаружил Borra (1981). В его измерениях продольная компонента поля менялась от -1050 до +400 Гс. North (1984) нашел фотометрическую переменность звезды с элементами
HJD(min) = 2444978.036 + 2.7088 E.
Кривые блеска во всех фильтрах синусоидальные. Однако в литературе имеется и другое вероятное значение периода вращения — 0 d611465 (Oelkers et al. 2018).
Фотометрия звезды по снимкам TESS выполнялась в проекте CDIPS. Очищенная от трендов кривая блеска прекрасно фазируется с периодом P = 2d704179, что близко к значению Норта. Rastegaev et al. (2014) утверждают, что HD 37140 — тройная система с компонентами спектральных классов A7 и F—K на расстояниях d = 23 a.e и 50 a.e. Более горячий спутник может оказаться пульсирующей звездой типа ö Sct, поскольку следы характерных пульсаций малой
амплитуды присутствуют в фотометрии TESS (см. рис. 8).
Звезда HD 37140 — магнитная, наши измерения продольного поля двумя методами представлены нарис. 9. Среднеквадратические величины магнитного поля по нашим данным в зависимости от метода (модифицированный метод Бэбкока, регрессия) следующие:
• (Be) = 585 Гс, а = 207, x2/n = 14.0,
• (Be) = 270 Гс, а = 107, x2/n = 9.6.
По результатам анализа спектров мы нашли следующие параметры звезды: ve sin i = 30 км с-1, Teff = 13500 ± 240 K, lgg = 3.7 ± 0.4.
2.3.8. HD37149 = HIP26319 = Renson 9920 = Brown 065b
В каталоге химически пекулярных звезд (Renson and Manfroid 2009) HD 37149 обозначена как He-wk, но классификация может быть ошибочной: в литературе имеются сведения, что HD 37149 — Ве-звезда. Хотя в наших спектрах, полученных в области 4450—4950 A, признаков эмиссии не видно, мы будем считать ее немагнитной Ве-звездой. В пользу этого предположения говорят и безрезультатные попытки обнаружить магнитное поле звезды (соответственно методом Бэбкока и по регрессии):
• (Be) = 1826 Гс, а = 2238, x2/n = 0.4,
• (Be) = 205 Гс, а = 170, x2/n = 2.1.
Фотометрия звезды, выполненная на спутнике TESS, показывает наличие мультипериодиче-ской малоамплитудной переменности (рис. 10). Возможные периоды колебаний (P1 = 0d3196 и P2 = 0d3245) также являются типичными для
Рис. 6. Фотометрическая кривая блеска ИЭ 36955 по наблюдениям ТИББ.
О
-250
-500
-750
3 -1000
Ф
cq
-1250
-1500
-1750 L-L
0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
Phase
1.0
1.2
1.4
Рис. 7. Кривая переменности продольного магнитного поля ИЭ 36955, полученная по измерениям линий металлов.
HD37140, P = 2.70418 days
Phase
Рис. 8. Фотометрическая кривая блеска ИЭ 37140 по наблюдениям ТИББ. АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 76 № 1 2021
Phase
Рис. 9. Кривые переменности продольного магнитного поля ИЭ 37140, полученные по измерениям линий металлов методом Бэбкока и по регрессии.
Ве-звезд (Neiner and Hubert 2009). Ввиду того, что HD 37149 — не химически пекулярная звезда, мы ее исключаем из дальнейшего рассмотрения.
2.3.9. HD 37235 = BD -00° 1023 = Renson 9960 = Brown 069b
Эта звезда ранее на предмет поисков магнитного поля не изучалась. В имеющихся спектрах наблюдаются три более-менее сильные линии, уширенные вращением. По этой причине точность измерения продольного магнитного поля очень низкая. Результаты измерений шести зеемановских спектров говорят об отсутствии продольного магнитного поля сильнее 1 кГс. Признаки зеемановской сигнатуры не наблюдаются ни в линиях металлов, ни в водороде. Среднеквадратичное магнитное поле в зависимости от метода получается следующим:
• (Ве) = 4204 Гс, а = 2889, х2/п = 1.2 (модифицированный метод Бэбкока),
• (Ве) = 227 Гс, а = 170, х2/п = 2.3 (метод регрессии).
Отрицательный результат поисков магнитного поля ИЭ 37235 нельзя рассматривать как признак того, что звезда не является химически пекулярной. Фотометрическая кривая блеска ИЭ 37235 доступна в материалах обзора СШРБ, основанного на анализе снимков, полученных спутником ТЕББ. В периодограмме отчетливо выделяется сигнал, соответствующий периоду переменности звезды Р = 0а48469. По этому параметру ИЭ 37235 — один из самых быстрых ротаторов с фотометрической переменностью. Блеск звезды меняется
HD37149
-0.004
е
ад es
a¡ a¡ н н
-0.002
0.000
0.002
0.004
ШЩЙЙШШ
МиН 1ш ?! и и! »fm"mr"
• ■ ■ .»i» ...;». ■ ■ . ' ■ "
10
JD, 2458468+
15
20
Рис. 10. Фотометрическая кривая блеска HD 37149 по наблюдениям TESS.
в небольших пределах в форме двойной волны, типичной для СР-звезд (рис. 11).
Нами определены физические параметры звезды: уе 8шг = 320 кмс-1, ТеЯ = 13500 ± 300 К, lg д = 4.0 ± 0.3.
2.3.10. ИВ 37321 = И1Р26439 = Рвтои 10000 = Вгоут 075Ь
Эта массивная звезда (5.2 М©) является главным компонентом двойной системы ЛОБ4222ЛВ со спутником на расстоянии 0'.'8 (Рошапуик е1 а1. 2013). В диапазоне длин волн спектров, полученных нами, наблюдается небольшое количество линий. Быстрое вращение звезды не только приводит к уширению ее линий, но и существенно снижает точность измерения магнитного поля.
Ни одно из пяти измерений продольного поля не показало значимый результат: магнитное поле нам найти не удалось. Среднеквадратичные величины (Ве), найденные нами модифицированным методом Бэбкока и методом регрессии, следующие:
• (Ве) = 426 Гс, а = 439, х2/п = 0.9,
• (Ве) = 290 Гс, а = 202, х2/п = 1.4.
Наша оценка физических параметров звезды: ^ 8шг = 130 кмс-1, ТеЯ = 15000 ± 350 К,
, Ь М к
1ёд = 4.1 ± 0.4,1ё — =3.3, — = 5.8, — = 4.6.
ь© М© к©
Значение массы хорошо согласуется с оценкой из работы Рошапуик е1 а1. (2013). В фотометрии ТЕББ (обзор СВРБ) звезда демонстрирует слабую мультипериодическую переменность, характерную для массивных пульсирующих звезд.
2.3.11. HD 37333 = BD-02o 1319 = Renson 10010 = Brown 077b
HD 37333 — новая магнитная звезда, член скопления о Orion. В спектре звезды усилены линии кремния.
Bagnulo et al. (2015) наблюдали HD 37333 на FORS1 VLT, но магнитное поле не обнаружили. Впервые магнитное поле было найдено нами, но результаты ранее не публиковались. Среднеквадратичное продольное поле (Be) по нашим шести наблюдениям следующее:
• (Be) = 869 Гс, о = 246, x2/n = 19.4,
• (Be) = 433 Гс, о = 120, x2/n = 14.6.
Как обычно, величина среднеквадратического поля, измеренная методом регрессии, получается меньше, чем при измерениях классическим методом.
В каталоге Heinze et al. (2018) приведен период вращения звезды P = 5d612112, но наши измерения Be с ним не согласуются. Анализ кривой блеска, полученной в обзоре CDIPS на основе наблюдений TESS, показывает, что настоящий период вращения — 1d68339. С этим периодом изменение блеска звезды происходит в виде двойной волны с двумя минимумами одинаковой глубины (рис. 12). Фазированные с указанным фотометрическим периодом магнитные измерения попадают в диапазон фаз 0.45—0.85. Этих данных недостаточно для каких-либо выводов о характере магнитной переменности.
Исходя из имеющихся данных, мы нашли следующие фундаментальные параметры звезды: ve sin i = 50 кмс-1, Teff = 12000 ± 370 K, lgg = 4.5 ± 0.3.
0
5
0.004
а
-0.002
т 0.000 m н н
0.002
0.004
.-i-- ■
I-
0.0
РОМАНЮК и др. HD37235, P = 0.48469 days
■ 1 ■■ . /
■■ ■■■- "Л1 ■■ ■
: Ví^V-
: tu.» .
■ V-- ¿.y- ..í- ' ^ ■■■ 11
■ : "Í4.i "
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
Phase
Рис. 11. Фотометрическая кривая блеска HD 37235 по наблюдениям TESS.
1.2
1.4
-0.004
ed-0.002
'й
M
а 0.000
m m н
Н 0.002
HD37333, P = 1.68339 days
■S v4..
Г %
s 'г
■'■CNV
0.0
0.2
0.4
äf '■¿i!' '■£„■ iß-' J ;
"■Чй!*1
0.6 0.8 Phase
\¥., .a:
'ty&r'y-
1.0
1.2
1.4
Рис. 12. Фотометрическая кривая блеска HD 37333 по наблюдениям TESS.
2.3.12. HD 37479 = a Orion E = BD -02o 1327 = Renson 10080 = Brown 086b
HD 37479 — хорошо изученная магнитная пекулярная звезда с усиленными линями гелия. Bohlender et al. (1987) выполнили 22 измерения продольного магнитного поля звезды на бальме-ровском магнитометре Ландстрита. Авторами была получена более-менее синусоидальная кривая. Цель наших измерений — получить данные для всех магнитных звезд единообразным способом в однородной системе, для того чтобы можно было сравнивать результаты, полученные по линии водорода Нв и по линиям металлов. Другие детали нашего исследования приведены в работе Romanyuk et al. (2013).
Мы подтверждаем тот факт, что звезда имеет очень сильное магнитное поле. Среднеквадратиче-ские величины продольного поля по методу Бэбко-ка и по регрессии получаются следующими:
• (Be) = 3040 Гс, a = 853, x2/n = 29.2,
• (Be) = 1307 Гс, а = 324, x2/n = 46.6.
В результатах, полученных двумя разными методами, заметна очень большая разница.
Фундаментальные параметры звезды следующие: Ve sin i = 150 км с-1, Teff = 21000 ± 550 K, lgg = 3.5 ± 0.4.
2.3.13. HD 37525 = BD-02o 1328 = Renson 10110 = Brown 088b
B базе SIMBAD эта звезда представлена как молодой звездный объект. Двойная система HD 37525AB входит в скопление а Orion. В каталоге Renson and Manfroid (2009) звезда классифицирована как пекулярная с ослабленным содержанием гелия, однако в спектре линия гелия
4471 A существенно сильнее линии MgII 4481 A. Это значит, что содержание гелия не так уж и мало. Не исключено, что HD 37525 — нормальная звезда соответствующего спектрального класса.
В литературе нет сведений о каких-либо измерениях магнитного поля звезды. В пяти наблюдениях на БТА с зеемановским анализатором продольное поле с верхним пределом 500 Гс также не было найдено. Среднеквадратическое поле (Be) в наших измерениях получается следующим:
• (Be) = 1362 Гс, и = 1845, x2/n = 0.5 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 127 Гс, и = 192, x2/n = 0.3 (по методу регрессии).
Фундаментальные параметры HD 37525, определенные нами, следующие: ve sin i = 160 км с-1, Teff = 17000 ± 270 K, lg g = 4.1 ± 0.3.
2.3.14. HD 37633 = BD-02o 1332 = Renson 10130 = Brown 093b
Магнитное поле этой звезды было найдено нами в 2013 г., однако результаты измерений ранее не публиковались. Bagnulo et al. (2015) получили одно измерение продольного поля на FORS1 VLT: Bz = 440 ± 200 Гс.
North (1984) нашел периодическую фотометрическую переменность с элементами
HJD(min) = 2444983.923 + 1.5718 E.
Кривая блеска звезды по наблюдениям TESS имеет две гармоники с более плоским минимумом (рис. 13). Период переменности практически совпадает с периодом из работы North (1984): P = 1d57305. Наши измерения продольного магнитного поля хорошо согласуются с этим значением (рис. 14).
Величина среднеквадратичного продольного магнитного поля свидетельствует о том, что звезда является магнитной:
• (Be) = 520 Гс, и = 121, x2/n = 41.2 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 382 Гс, и = 97, x2/n = 25.5 (по методу регрессии).
По разным источникам звезда входит в скопления и Orion и Collinder 70.
Мы нашли следующие параметры звезды: Ve sin i = 35 км с-1, Teff = 13000 ± 250 K, lg g = 4.0 ± 0.4.
2.3.15. HD 37776 = V901 Orion = BD -01° 1005 = Renson 10190 = Brown 104b
HD 37776 — хорошо известная магнитная химически пекулярная звезда, которая многократно изучалась разными авторами, в том числе и авторами настоящей статьи на протяжении десятков лет. Звезда имеет экстремально сильное поле сложной не дипольной конфигурации (Kochukhov et al. 2011). Несмотря на безусловные успехи в изучении этого уникального объекта, на наш взгляд, удовлетворительная магнитная модель HD 37776 до настоящего времени так и не построена. Новые высокоточные фотометрические наблюдения миссии TESS поставили скорее новые вопросы, чем приблизили исследователей к разгадке феномена HD 37776.
В течение зимнего сезона 2019/2020 гг. мы выполнили четырнадцать наблюдений звезды с зеемановским анализатором. Линии в спектре HD 37776 имеют очень сложную форму, наблюдается исключительно сильная круговая поляризация в линиях, вызванная эффектом Зеемана. При этом линии разных химических элементов ведут себя по-разному, что приводит к сильному разбросу результатов измерений поля. Применение метода регрессии оказалось неэффективным по причине сильного поля сложной геометрии.
Среднеквадратичная величина (Be), найденная по измерениям линий металлов и по водороду, следующая:
• (Be) = 7285 Гс, а = 2686, х2/« = 17.2 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 8644 Гс, а = 500, х2/« = 298.9 (по водороду).
В таблице 3 мы приводим результаты измерений продольного поля по четырем элементам: Нв, Mg II (4481 A), HeI (4471, 4713, 4922 A) и Si III (4552, 4567, 4574 Á). Для гелия и кремния взяты средние значения по указанным трем линиям.
Продольное магнитное поле в зависимости от элемента показывает очень разное поведение. В качестве периода вращения мы взяли значение 1d539494, определенное из фотометрии TESS (рис. 15). Изменение продольного магнитного поля в зависимости от фазы периода вращения показано на рис. 16.
Профили линий в имеющихся спектрах часто раздваиваются, указывая на зеемановское расщепление в поле порядка 70 кГс. Совершенно отчетливо видно, что экстремумы блеска совпадают с экстремумами магнитного поля. При этом поле по разным элементам меняется по-разному. Например, поле по линиям гелия и кремния меняется в
Рис. 13. Фотометрическая кривая блеска ИЭ 37633 по наблюдениям ТИББ.
Таблица 3. Результаты измерений продольного поля Ве звезды ИЭ 37776 по отдельным элементам
JD, (2450000+) Ве(Н/3), кГс Be(MgII), кГс Ве(Не I), кГс Be(SiIII), КГС
8777.441 6.6 -12.2 11.1+4.0 30.5 + 3.0
8777.553 -3.1 -9.0 -6.8 + 1.9 -5.3 + 2.2
8778.460 7.0 - 5.2 + 5.1 -
8778.578 1.5 -10.9 0.8 + 1.1 -20.8 + 3.0
8799.396 6.9 -5.0 9.0 + 1.2 -15.5 + 1.4
8801.555 7.8 -9.5 7.1 + 9.3 -18.5 + 1.6
8805.369 -5.3 -4.8 -5.3 + 0.8 -7.2 + 0.1
8805.559 12.3 - 16.0 + 11.5 -5.5 + 2.2
8830.315 10.8 -7.4 4.7 + 7.3 -13.9 + 2.3
8830.478 -4.8 -6.8 -5.8 + 1.1 -7.6 + 1.2
8834.418 4.3 -11.5 4.5 + 2.2 27.6 + 0.9
8834.511 -2.5 -4.6 -4.6 + 0.4 -5.2 + 3.5
8855.184 -0.7 -4.9 -2.9 + 0.5 -7.1 + 1.0
8857.255 -15.6 12.7 -6.7 + 7.7 20.0 + 2.8
противофазе. В этой статье мы публикуем только первые результаты. Более детальный анализ поля ИЭ 37776 еще предстоит, однако наличие очень большого (многие десятки кГс) и сложного, не имеющего аналогов, поля очевидно.
Звезда имеет следующие физические параметры: уе 8ш г = 80 км с-1, ТеП = 22000 ± 350 К, ^ д = 3.7 ± 0.6. Найденная нами эффективная температура хорошо согласуется с многочисленными литературными данными. Масса звезды по данным разных источников находится в пределах от 6.4 до 10 М© (Рошапуик Ы; а1. 2013).
2.3.16. HD 290665 = BD -00° 1008 = Renson 9760 = Brown 128b
Магнитное поле этой звезды было найдено нами на БТА. Продольная компонента поля меняется от -3700 до 3900 Гс. Еще одно измерение поля этой звезды было сделано авторами работы Bagnulo et al. (2006) на VLT: Бг = -1664 ± 44 Гс.
Oelkers et al. (2018) в своей статье приводят период вращения звезды P = 5d 162896. Близкое значение периода мы получили из анализа кривой
Phase
Рис. 14. Кривые переменности продольного магнитного поля ИЭ 37633, полученные по измерениям линий металлов и водороду.
Рис. 15. Фотометрическая кривая блеска HD 37776 по наблюдениям TESS.
блеска HD 290665, полученного в обзоре CDIPS на основе снимков TESS: PTESS = 5d 176873.
Десять наблюдений звезды на БТА показывают, что период действительно близок к 5 суткам, но наши измерения лучше согласуются с периодом, опубликованным Oelkers et al. (2018). Среднеквадратичные величины продольного магнитного поля звезды следующие:
• (Be) = 2871 Гс, a = 121, x2/n = 544.2 (по методу Бэбкока),
• (Be) = 2260 Гс, a = 54, x2/n = 2343.4 (по методу регрессии).
Фундаментальные параметры звезды, определенные нами, следующие: Tff = 10400 ± 350 K, lg g = 4.0 ± 0.3.
3. ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Перед тем как перейти к сравнению магнитных свойств двух изученных нами подгрупп (a) и (b) ассоциации Orion OB1, еще раз напомним основные принципы, на которых базируется наше исследование.
Ассоциация OB1 в Орионе имеет явно выраженную неоднородную структуру. Blaauw (1964) разделил всю область ассоциации на четыре подгруппы. Авторы работы Brown et al. (1994) выделили 814 объектов звездного населения ассоциации. Распределение этих звезд по подгруппам разного возраста выглядит следующим образом:
OrionOB1(a), средний возраст 10 млн. лет, содержит 311 звезд,
Orion OB1 (b), возраст 2 млн. лет — 139 звезд, Orion OB 1 (c), возраст 5 млн. лет — 350 звезд
Orion OB1(d), совсем маленькая подгруппа, состоящая из 14 звезд, имеет возраст менее 1 млн. лет.
Почти все перечисленные объекты — это B-и A-звезды главной последовательности. Доля горячих звезд с эффективной температурой Teff > 10000 K выше для внутренних подгрупп: (b) — 71.9% и (d) — 92.9%. Для внешних подгрупп (a) и (с) эта величина соответственно составляет 51.1% и 47.7% (Moiseeva et al. 2019, Romanyuk et al. 2013).
Схема отбора химически пекулярных звезд среди населения ассоциации детально описана нами в работе Romanyuk et al. (2013). В ней мы выделили 85 химически пекулярных звезд. В целом доля более горячих звезд среди химически пекулярных больше, чем среди нормальных.
Теперь сравним результаты измерений магнитных полей в подгруппах (a) и (b) ассоциации в Орионе. После исключения из рассмотрения непекулярной звезды HD 37149 в обеих подгруппах число CP-звезд оказывается равным — по пятнадцать. У всех этих звезд одинаковым образом было измерено магнитное поле. В подгруппе (а) семь из пятнадцати химически пекулярных оказались магнитными (46.7%), тогда как в подгруппе (b) таковых одиннадцать (73.3%). Критерием наличия магнитного поля мы считаем величину x2/n > 5.
Таким образом, доля магнитных звезд в более молодой подгруппе (b) по отношению к химически пекулярным в 1.5 раза выше, чем в (а). Если же сравнить долю звезд с обнаруженным магнитным полем по отношению ко всем звездам соответствующей подгруппы ассоциации, то различия будут еще более разительными. Так, доля магнитных звезд по отношению ко всем ОВА-звездам в подгруппе (а) составляет 2.25% (7 из 311), а в
Рис. 16. Изменение с фазой вращения продольного магнитного поля ИЭ 37776, измеренное по разным химическим элементам.
подгруппе (b) — уже 7.91% (11 из 139), или в 3.5 раза больше. Это значит, что с увеличением возраста звезд с 2 до 10 млн. лет в ассоциации Orion ОВ1 наблюдается очень резкое уменьшение доли магнитных звезд относительно общей выборки.
Рассмотрим теперь средние величины магнитных полей звезд в изученных областях ассоциации. Очевидно, что немагнитные звезды должны быть исключены из сравнения, иначе разные доли магнитных звезд приведут к искажению результатов. Среднеквадратичное продольное поле (Be) для подгруппы в целом мы определим по формуле (1). Величины (Be) для каждой звезды будут
использованы в качестве исходных данных. Значения среднеквадратичного поля звезд подгрупп
(а) и (Ь) представлены в таблицах 4 и 5. Результаты измерений магнитных полей звезд таблицы 4 взяты из работы РРошапуик е1 а1. (2019). В рассматриваемом списке СР-звезд есть только три звезды (ИЭ 35298, ИЭ 35456 и ИЭ 35502), у которых магнитное поле определяется абсолютно надежно (х2/п > 30). В подгруппе (Ь) ассоциации для семи звезд х2/п > 30. Для звезд ИЭ 36313 и ИЭ 37776 по причинам, указанным в комментариях к результатам их исследований, взяты данные из-
Таблица 4. Среднеквадратичные магнитные поля (Be) звезд подгруппы (а) ассоциации Orion ОВ1
Звезда (Be(z))±a, Гс х2/п {Ве(г))±а, Гс х2/п
HD 34859 1138 ± 692 3.8 302 ±120 9.9
HD 35008 1530 ±1440 3.8 258 ±155 7.0
HD 35177 1423 ±1558 4.3 940 ± 275 12.4
HD 35298 4600 ±563 120.5 2323 ±330 71.4
HD 35456 447 ±96 34.3 440 ± 80 37.7
HD 35502 2221 ±478 35.3 1647 ±333 41.7
HD 294046 2153 ±1214 4.6 1496 ±164 13.3
Таблица 5. Среднеквадратичные магнитные поля (Be) звезд подгруппы (b) ассоциации Orion ОВ1
Звезда (Be(z))±a, Гс х2/п {Ве(г))±а, Гс х2/п
HD 36313* 1338±500(h) 7.2
HD 36485 2724 ±261 113.8 2156 ±132 635.1
HD 36526 2801 ±384 56.8 1695 ±137 539.3
HD 36668 1892 ±451 37.6 953 ±105 203.5
HD 36955 843 ±219 28.2 708 ± 90 93.9
HD37140 585 ±207 14.0 270 ±107 9.6
HD 37333 870 ± 246 19.4 433 ±120 14.6
HD 37479 3040 ±853 29.2 1307 ±324 46.6
HD 37633 520 ±122 41.2 382 ±97 25.5
HD 37776* 7285 ±2686 17.2 8644±500(h) 298.9
HD 290665 2871 ±121 544.2 2260 ±54 2343.4
мерений поля только по линии Нв (указаны «*» в таблице 5).
Средняя величина (Бе) всех магнитных звезд подгруппы (а) равна:
• (Бе)(а11) = 2286 Гс, а = 1000, х2/п = 16.8 (по методу Бэбкока),
• (Бе)(а11) = 1286 Гс, а = 229, х2/п = 29.8 (по методу регрессии).
Почти двукратные различия в значениях сред-неквадратического поля в зависимости от метода
объясняются присутствием в выборке быстрых ротаторов со сложными профилями линий.
Аналогичным образом найдем среднеквадрати-ческую величину магнитного поля (Be) для всех звезд подгруппы (b) ассоциации:
• (Be) (all) = 2911 Гс, а = 893, x2/n = 74.9 (по методу Бэбкока),
• (Be) (all) = 3014 Гс, а = 211, x2/n = 266.6 (по методу регрессии).
Таким образом, оба метода измерений магнитных полей дают один и тот же результат: магнитное поле звезд в более молодой подгруппе (b) значительно сильнее, чем в подгруппе (а).
Ранее мы неоднократно показывали, что классические измерения по методу Бэбкока для горячих гелиевых звезд крайне затруднительны из-за малого количества пригодных для измерений спектральных линий и их сложных профилей. Более предпочтительным выглядит метод регрессии, но даже он в случаях сильного поля сложной структуры, например, как у звезды HD 37776, может занижать получаемую величину поля. Такие случаи требуют особого внимания, поэтому мы отдельно сравним измерения, выполненные методом регрессии.
Сравнив результат наших измерений магнитных CP-звезд в подгруппах (a) и (b) ассоциации Orion OB1, мы приходим к выводу, что в среднем величина поля в группировке из семи звезд возрастом около 2 млн. лет оказалась в 2.3 раза больше, чем в более старой группировке из одиннадцати звезд возрастом 10 млн. лет. Мы также видим, что величина X2/п, характеризующая степень надежности детектирования магнитного поля, для звезд подгруппы (b) на порядок выше, что тоже косвенно указывает на то, что магнитное поле звезд подгруппы (b) определяется намного лучше, чем в подгруппе (a). Не исключено, что некоторые звезды из наших списков в подгруппах (a) и (b) имеют слабые поля и мы их не зарегистрировали, но это ни коим образом не влияет на выводы, полученные нами в этой работе. Еще Бэбкок отмечал, что на уровне точности порядка 200 Гс магнитным полем обладает только каждая четвертая пекулярная звезда. С повышением точности измерений эта цифра увеличилась, но в любом случае не превышает и половины от всех измеренных СР-звезд. В ассоциации молодых звезд Orion OB1 во всех подгруппах доля CP-звезд с обнаруженным магнитным полем выше оценки Бэбкока, что также совпадает с нашими выводами о большей встречаемости магнитных звезд среди молодого населения.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Таким образом, предварительный анализ измерений магнитных полей звезд в подгруппах (a) и (b) ассоциации Orion ОВ1 свидетельствует о том, что с возрастом падает не только доля пекулярных звезд относительно нормальных, что было показано нами ранее в работе Romanyuk et al. (2013), но и существенно снижается доля магнитных звезд относительно всех пекулярных звезд подгруппы, а также величина магнитного поля. Скорость ослабевания поля на промежутке времени от 2 до 10 млн. лет оказалась неожиданно большой.
В среднем температура звезд в подгруппе (а) оказывается несколько меньшей, чем в подгруппе (b) (Moiseeva et al. 2019, Romanyuk et al. 2013). Однако найденные нами зависимости не могут быть объяснены температурными эффектами. Ранее неоднократно проводились поиски зависимости величины поля от температуры, и в лучшем случае был виден слабый тренд к уменьшению поля с температурой (см., например, работу Landstreet et al. (2007)). Исходя из вышесказанного, мы считаем, что найденные нами закономерности имеют эволюционный смысл.
Не исключено, что у более молодых звезд имеется развитая мелкомасштабная структура поля, которая быстро распадается с возрастом, и ее вклад существенно уменьшается в результирующем поле. В наблюдательном плане это может проявиться в значительных различиях в величине поля, получаемого по линиям, образующимся на разной высоте в атмосфере. Это задача для будущих исследований. В целом наш результат говорит в пользу идеи о реликтовом происхождении магнитного поля СР-звезд. Также очевидно, что теория формирования магнитных полей горячих звезд нуждается в дальнейшем развитии. На данном этапе исследования мы получили данные, которые могут стать важным количественным наблюдательным тестом для калибровки различных механизмов образования и эволюции крупномасштабных звездных магнитных полей.
БЛАГОДАРНОСТИ
Наблюдения на телескопе БТА выполнены при поддержке Министерства образования и науки России. Авторы благодарят Национальный комитет по тематике российских телескопов за предоставление наблюдательного времени. Поляризационная аппаратура для наблюдений была изготовлена Г. А. Чунтоновым. В работе были использованы данные из астрономических баз SIMBAD, VIZIER и NASA/ADS.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Авторы благодарят Российский фонд фундаментальных исследований за частичную финансовую поддержку работы (грант РФФИ 20-02-00233). АВМ и ИАЯ благодарят Российский фонд фундаментальных исследований за частичную финансовую поддержку работы (гранты РФФИ 18-29-21030,19-32-60007).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. S. Bagnulo, L. Fossati, J. D. Landstreet, and C. Izzo,
Astron. and Astrophys. 583, A115 (2015).
2. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astron.
and Astrophys. 450 (2), 777 (2006).
3. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al.,
Astrophysical Bulletin 67 (1), 44 (2012).
4. A. Blaauw, Annual Rev. Astron. Astrophys. 2, 213
(1964).
5. D. A. Bohlender, Astrophys. J. 346, 459 (1989).
6. D. A. Bohlender, D. N. Brown, J. D. Landstreet, and
I. B. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).
7. E. F. Borra, Astrophys. J.249, L39 (1981).
8. L. G. Bouma, J. D. Hartman, W. Bhatti, et al.,
Astrophys. J. Suppl., 245 13 (2019).
9. H. Bouy and J. Alves, Astron. and Astrophys. 584, A26
(2015).
10. A. G. A. Brown, E. J. de Geus, and P. T. de Zeeuw, Astron. and Astrophys. 289, 101 (1994).
11. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
12. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 2003, Ed.by Yu. Glagolevskij, D. Kudryavtsev, and I. Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), pp. 286-291.
13. A. N. Heinze, J. L. Tonry, L. Denneau, et al., Astron. J. 156 (5), 241 (2018).
14. J. Hernandez, N. Calvet, L. Hartmann, et al., Astron. J. 129 (2), 856 (2005).
15. O. Kochukhov, A. Lundin, I. Romanyuk, and D. Kudryavtsev, Astrophys. J. 726 (1), 24 (2011).
16. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804(2006).
17. J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, et al., Astron. and Astrophys. 470 (2), 685 (2007).
18. G. Mathys and S. Hubrig, Astron. and Astrophys. Suppl. 124,475(1997).
19. A. V. Moiseeva, I. I. Romanyuk, and E. A. Semenko, ASP Conf. Ser. 518,52(2019).
20. C. Neiner and A.-M. Hubert, Commun. Asteroseismology 158, 194(2009).
66
pomah^k h ap.
21. P. North, Astron. and Astrophys. Suppl. 55, 259 (1984).
22. R. J. Oelkers, J. E. Rodriguez, K. G. Stassun, et al., Astron. J. 155 (1), 39(2018).
23. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
24. D. A. Rastegaev, Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 69 (3), 296 (2014).
25. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498 (3), 961 (2009).
26. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427 (2014).
27. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70 (4), 444 (2015).
28. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 55 (2019).
29. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68 (3), 300 (2013).
30. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71 (4), 436 (2016).
31. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017).
32. I. B. Thompson, D. N. Brown, and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 64, 219 (1987).
33. A. Tokovinin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 389 (2), 925 (2008).
Magnetic Fields of CP Stars in the Orion OB1 Association. IV. Stars of Subgroup 1b
1.1. Romanyuk1, E. A. Semenko1, A. V. Moiseeva1, I. Ya. Yakunin1'2, and D. O. Kudryavtsev1
■""Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2 St. Petersburg State University, St. Petersburg, 199034 Russia
The paper presents magnetic field measurements for 15 chemically peculiar (CP) stars of subgroup 1b in the Orion OB1 association. We have found that the proportion of stars with strong magnetic fields among these 15 CP stars is almost twice as large as in subgroup 1a. Along with this, the age of subgroup 1b is estimated as 2 Myr, and the age of subgroup 1a is in the order of 10 Myr. The average root-mean-square magnetic field (Be) (all) for stars in subgroup 1b is 2.3 times higher than that for stars in subgroup 1a. The conclusions obtained fall within the concept of the fossil origin of large-scale magnetic fields in B and A stars, but the rate of field weakening with age appears anomalously high. We present our results as an important observational test for calibrating the theory of stellar magnetic field formation and evolution.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
