CC BY
53
УДК 524.35-337
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЕЗД.
1. КАТАЛОГ МАГНИТНЫХ СР-ЗВЕЗД
© 2008 И. И. Романюк, Д. О. Кудрявцев
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 20 марта 2008 г.; принята в печать 3 апреля 2008 г.
Представлена первая работа из серии, посвященной анализу магнетизма химически пекулярных (СР) звезд верхней части Главной последовательности. По нашим собственным измерениям и литературным данным составлен каталог магнитных СР-звезд, содержащий 326 объектов с достоверно обнаруженными магнитными полями и 29 — с большой степенью вероятности имеющих магнитное поле. Информация о магнетизме подавляющего большинства звезд получена только лишь из анализа продольной компоненты поля Ве, поверхностное магнитное поле В8 измерено для 49-ти объектов. Анализ показывает, что количество магнитных СР-звезд убывает с увеличиением поля по
экспоненциальному закону, звезды, у которых Ве объектов из нашего списка).
1. ВВЕДЕНИЕ
Магнитные поля химически пекулярных звезд были обнаружены Бэбкоком в 1947 году. Предложенная им методика позволяла исследовать только крупномасштабные упорядоченные магнитные поля простой структуры (например дипольной). История развития звездного магнетизма подробно изложена в обзоре Романюка [1], поэтому здесь этот вопрос рассматривать не будем.
Первый каталог магнитных звезд был опубликован Бэбкоком [2]. Он содержал результаты его собственных исследований. Бэбкок нашел 89 магнитных звезд, подавляющее большинство которых — Ар/Вр-звезды, составляющие значительную часть так называемых химически пекулярных (СР) звезд верхней части Главной последовательности. Для нескольких объектов других типов впоследствии наличие магнитного поля не подтвердилось.
Детально о классификации СР-звезд и их свойствах можно почитать в обзоре Романюка [3]. Здесь вкратце укажем, что общий каталог Ap и Am звезд, содержащий сведения примерно о 6700 объектах, был составлен Ренсоном и др. [4]. База данных для 3195 потенциально магнитных Ар/Вр-звезд описана в работе [5]. Диделон [6] опубликовал компилятивный каталог магнитных измерений, насчитывающий 126 звезд. В основном в него вошли каталог Бэбкока [2] и первые измерения Дж. Ландстрита и его группы.
В 2000 г. Романюк представил каталог магнитных СР-звезд [7], выборка которого насчитывала
превышает 5 кГс, встречаются редко (около 3%
211 объектов. Продольные компоненты их магнитного поля Be имели величину от сотни гауссов до десятков килогауссов. Для 49-ти звезд путем прямых измерений зеемановского расщепления линий определено поверхностное магнитное поле Bs, а для остальных 162 измерен только продольный компонент поля. Было показано, что наибольшее число магнтных измерений было выполнено Г. Бэбкоком (H. Babcock), Дж. Престоном (G. Preston) и его соавторами, Дж. Ландстритом (J. Landstreet) и его соавторами, Г. Матисом (G. Mathys) а также группой САО, работающей на 6-м телескопе Российской академии наук (Ю. В. Глаголевский, И. И. Романюк, В. Г. Елькин, Д. О. Кудрявцев и др.). В среднем за первые полвека наблюдений в год обнаруживали по 4 новых магнитных звезды.
В 2003 г. Бычковым и др. [8] опубликован общий каталог магнитных измерений, содержащий сведения как о магнитных и немагнитных СР-звездах, так и о других звездах Главной последовательности и гигантах. Общее количество объектов в нем превышает 500, примерно для половины СР-звезд магнитные поля не обнаружены.
В последние 5-6 лет найдено более 150-ти новых магнитных звезд. Почти все они обнаружены с помощью 6-м телескопа САО РАН (на северном небе) и 8-м телескопов VLT ESO (на южном небе). Это связано с введением в строй новых приборов для измерения магнитных полей звезд и применением новых эффективных методов их поиска.
Отметим здесь три наиболее крупные работы, в которых изложены результаты поиска новых магнитных звезд. Все они вышли из печати в 2006 году.
Кудрявцев и др. [9] провели на 6-м телескопе классические зеемановские наблюдения 96-ти предварительно отобранных СР-звезд, имеющих сильные депрессии в континууме, у 72-х из них было найдено значимое магнитное поле.
Баньюлоидр. [10] на спектрометре FORS1 VLT в поляриметрической моде исследовали СР-звезды ранних типов в рассеянных скоплениях разного возраста с целью поиска магнитных полей. На этом приборе измеряется суммарный V-параметр Стокса для многих линий, затем на основании этих данных вычисляется продольное магнитное поле. Калибровка показывает, что поля, полученные таким способом, могут сильно отличаться от измеренных классическим методом (детали в [10]). Способ очень эффективен при выполнении поисковых работ: авторы [10] нашли 37 новых магнитных звезд из 97-ми наблюдавшихся горячих СР-звезд, принадлежащих скоплениям.
Хубрик и др. [11] также на FORS1 VLT провели наблюдения СР-звезд, более холодных, чем объекты предыдущего исследования [10]. Из 105-ти наблюдавшихся Ар/Вр-звезд магнитное поле было обнаружено у 57-ми.
Так как новые данные существенно дополнили имеющуюся информацию о магнитных звездах, назрела необходимость в их систематизации. Таким образом, актуальным становится создание нового каталога магнитных СР-звезд.
2. КАТАЛОГ МАГНИТНЫХ СР-ЗВЕЗД
При составлении списка магнитных звезд мы приняли во внимание различную степень надежности обнаружения магнитных полей у различных объектов. Поэтому в отдельных случаях, опираясь на свой собственный опыт, мы позволили себе не согласиться с выводами авторов некоторых оригинальных работ о наличии магнитного поля у той или иной СР-звезды.
В нашем каталоге представлены как химические пекулярные звезды, у которых магнитное поле обнаружено достоверно, так и те, для которых вероятность присутствия поля достаточно велика, однако количество и/или точность их измерений недостаточны для достоверных выводов.
Новый каталог магнитных СР-звезд приведен в виде таблицы. Объекты в ней расположены в порядке возрастания прямого восхождения а.
В первой колонке таблицы приведено название звезды, в основном, в системе каталога HD. Звездочкой помечены объекты, у которых магнитное поле заподозрено, но достоверно не обнаружено.
Приведенная во второй колонке величина
< Ве >, введенная канадскими астрономами (см.,
например [12]), представляет собой так называемое среднеквадратическое продольное поле. Этот параметр дает представление о некоторой средней величине продольного поля звезды. Для большинства объектов нашего списка величины
< Ве > приведены в каталоге Бычкова и др. [8]. Мы воспользовались ими, однако в ряде случаев приводим другие значения < Ве >. Различия связаны, видимо, с использованием разных выборок данных. Величина < Ве > для недавно обнаруженных магнитных звезд была взята либо из работы Кудрявцева и др. [9], либо вычислена нами.
Экстремальные величины продольной компоненты Ве (третья колонка) и поверхностное поле В3 (пятая) получены нами из анализа оригинальных работ. [и] — суммарное количество наблюдений магнитного поля, выполненных для каждого объекта. В настоящее время величины В3 получены для многих звезд из модельных расчетов. Однако мы посчитали необходимым включать в таблицу только те данные, которые получены непосредственно из анализа профилей расщепленных компонент в спектрах (в основном такой анализ сделан в работах Матиса и его соавторов [13—15], а также в работах некоторых других авторов).
В последней колонке таблицы представлены ссылки на оригинальные работы, в которых были выполнены измерения магнитных полей. Почти все объекты из работы Романюка [7], за исключением нескольких, для которых присутствие поля подтверждено не было, входят в новый каталог.
Неопубликованные результаты наших измерений, проведенных на 6-м телескопе, в списке литературы приведены под номером [16].
Таким образом, всего в нашем каталоге насчитывается 355 объектов: 326 магнитных СР-звезд и 29 СР-звезд, для которых вероятность наличия магнитного поля достаточно велика.
Сведения о магнетизме 308 СР-звезд (86% от общего количества в нашем списке) получены по измерениям продольной компоненты поля Ве, поверхностное поле В3 по расщепленным зееманов-ским компонентам измерено только у 49-ти из них. Таким образом, современные представления о магнетизме СР-звезд основываются на результатах измерений продольной компоненты поля.
Усредненная по всей видимой поверхности продольная компонента поля Ве меняется с фазой вращения звезды. Ее экстремальное значение Ве(вх1т) (в случае простейшей дипольной конфигурации поля) в среднем составляет примерно 1/3 величины поверхностного поля В3 и, таким образом, количественно достаточно адекватно отражает реальную величину поля на поверхности СР-звезды.
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [n] Литература
HD315 1520+680 -1600/+2000 4 - - [9]
HD965 400+ 50 -400/+600 15 4400 6 [14, 16, 60]
HD 1048* 136+ 55 -70/+240 4 - - [П]
BD+41.43 290+150 -450/ +100 7 - - [16]
HD 2453 588+202 -1030/-250 8 3700 8 [2,8, 14-16]
HD 2957 520+120 -930/+540 5 - - [9]
HD 3980 1200+200 -1600/+2000 11 - - [8, 11,98, 164]
HD 4478 990+850 -1000/+1300 3 - - [9]
HD 4778 1026+454 -1100/+1400 >30 - - [2, 8, 23]
HD5601 1190+100 -2000/-300 3 - - [9]
HD 5737 324+142 -400/+500 25 - - [8, 15,44, 137]
HD 5797* - -2200 1 - - [168]
BD+40.175A 2800+150 -3400/-2000 5 - - [8, 19, 56]
BD+40.175В 1500+150 +800/+2700 5 - - [8, 56]
HD 6532 - -500 1 strong - [15]
HD 6757А 2730+160 +2300/+2900 >12 - - [9, 88]
HD8441 284+227 -750/+400 14 - - [2,8]
HD 8855 400+180 -600/+270 6 - - [9, 72]
HD9147 400+150 -370/+600 5 - - [9]
HD 9996 833+174 -1700/+600 >40 - - [2,8, 14, 16, 48, 113, 115, 134]
HD 10783 1269+260 -1200/+1800 23 - - [2,8, 35, 106]
HD 11187 616+239 -70/+1250 7 - - [2,8]
HD 11948 500+50 -550/+330 4 - - [16]
HD 11503 545+344 -900/+410 17 - - [8, 42]
HD 12288 1643+150 -3100/-200 20 7900 - [8, 14, 16, 102, 150, 151]
HD 12447 365+266 -510/+430 21 - - [8, 42]
HD 12767* 242+94 -230/+290 8 - - [8, 42]
HD 14437 1829+260 -2000/-800 26 7700 17 [14,69, 72, 126, 151]
HD 15089* 203+150 -65/+350 4 - - [8, 42]
HD 15144 802+216 -1100/-530 >35 - - [2, 8, 33]
BD +46.570 480+100 +260/+570 3 - - [9]
HD 16582 1068+300 -2300/+300 ? - - [6, 8]
HD 16605 1700+140 -2400/-800 4 - - [9, 16]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > ±<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 18078 800+100 -850/+1200 >20 3800 5 [14, 16]
BD +42.659 950+100 -1000/+1300 3 - - [9]
HD 18296 440+216 -1000/+1350 >20 - - [2,8, 42,52, 75, 108]
HD 19712 2510+250 -3800/+1900 14 - - [9, 11, 16]
HD 19832 315+233 -350/+380 11 - - [8, 42]
HD 19918 500+100 -850/-620 2 - - [11,96]
HD 21590 1100+460 -100/+1600 3 - - [8, 72]
HD 21699 828+398 < 1000 2 - - [8, 73]
HD 22316 1250+348 -2200/+600 >20 - - [8, 16, 79]
HD 22470 733+408 -1100/+1200 11 - - [8, 44]
HD 22920 307+159 +200/+400 5 - - [8, 15,44]
HD 23207* 250+100 +259/+411 2 - - [П]
HD 24188* 355+55 +404 1 - - [П]
HD 24155 803+170 -440/ +1660 10 - - [12, 16]
HD 24712 802+171 -200/+1600 >30 2600 ? [8, 13,32, 96, 116]
HD 25267 241+91 -345/-15 7 - - [8, 42]
HD 25354* 206+240 -350/-20 4 - - [2,8]
HD 25823 668+470 -100/+1200 20 - - [2,8, 158]
HD 27309 1755+602 -4000/-200 12 - - [8, 16, 42, 72]
HD 27404 1700+190 -3100/+1100 5 - - [9, 16]
HD 28843* 345+240 -500/+250 5 - - [8, 44]
HD 29009 360+150 -450/+650 6 - - [12, 16]
HD 29578 - - - 2700 9 [14]
HD 29925 820+250 -1400/-200 5 - - [16, 57, 59,88]
BD -01.709 300+100 -600/+800 10 - - [9, 58]
HD 30466 1464+293 +1000/+2200 >10 - - [2, 16, 72]
HD 30598* 220+100 -400/ +130 7 - - [9, Ю]
HD 293764 3760+220 +2600/+4200 14 - - [8,9, 16, 58]
HD 32145 2000+293 -2100/+2400 4 - - [9, 16]
HD 32633 2760+263 -5700/+3500 >40 - - [2,8, 13,42, 104, 118]
HD 34162 440+100 -750/ +190 6 - - [9]
HD 34452 743+434 -300/+100 20 - - [8,42,72, 165]
HD 34797 - +713 1 - - [П]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 34719 880±220 -500/ +1300 8 - - [9, 16]
HD 35008* - -340 1 - - [10]
HD 35298 2275±444 -2810/+2920 5 - - [8, 43]
HD 35456 615± 120 -300/ +1080 6 - - [8, 43]
HD 35502 1490±140 -2250/-100 6 - - [8, 43]
HD 36313 1020±450 -1500/-1100 6 - - [8, 43]
HD 36429 425±170 -840/ +160 5 - - [8, 43]
HD 36485 3220±318 -3700/-1900 7 - - [8, 15,22]
HD 36526 2130±200 -980/+3480 6 - - [43]
HD 36540 470±220 -400/ +1030 5 - - [8, 43]
HD 36629 440±270 -1300/+1100 >5 - - [6, 8]
HD 36668 900±180 -1590/ +1320 6 - - [43]
HD 36916 500±125 -640/-500 3 - - [8, 10,44,45]
HD 36955 920±230 -1300/-410 4 - - [9, 16]
HD 290665 1500 ?? -1600/+7000? 3 - - [9, Ю]
HD 37017 1490±338 -2300/-300 >30 - - [8,22,41,91]
HD 37058 1090±412 -800/ +1000 10 - - [8, 10, 15, 44]
HD 37140 450±210 -1050/+400 6 - - [8, 43]
HD 37479 1980±155 -1600/+3500 14 - - [8, 22]
HD 37642 2100±180 -3000/+3000 10 - - [9, 43]
HD 37776 1260±385 -2000/+2000 >50 80000 >50 [41,87, 125, 127, 142]
HD 38104 200±40 -100/+300 >6 - - [8,9]
HD 38823 1510± 110 -2500/+1500 5 - - [9, 88]
HD 39082 1290±330 -1100/+1600 3 - - [9]
HD 39658 930±190 -970/+1150 6 - - [9, 88]
HD 40142 700±50 -780/+780 3 - - [16]
HD 40312 340±60 -240/+360 18 - - [8, 42]
HD 40711 500±180 -650/+320 4 - - [9, 59, 88]
HD 40759 1990±240 +1750/+2050 3 - - [9]
HD 41403 330±150 -500/+450 8 - - [9]
VI356 Ori 2300±150 -2450 1 - - [10]
HD 42605 200±40 -450/ +100 8 - - [9, 16]
HD 42659* - +392 1 - - [И]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 42616 620+238 -840/-440 4 - - [2,8]
HD 43819 560+100 +170/+740 3 - - [9]
HD 45107 300+150 -140/+460 7 - - [9]
HD 45530 590±270 -650/+750 4 - - [9]
HD 45583 2880±600 -2500/+3800 >20 - - [9, Ю]
HD 258686 6000±320 +5100/+7900 12 - - [9, 16]
NGC 2244 334 6000+120 -6200 1 - - [10]
HD 47103 3526±365 -4000/-3000 11 17500 7 [8, 19,55]
HD 47756 420+120 -600/+100 6 - - [9]
HD 49223 390±210 -120/590 5 - - [9]
HD 49299 1200±80 -2300/-500 2 - - [10]
HD 49333 618±300 -800/+800 8 - - [8, 12,44]
HD 49606 916±557 -1500/-100 >10 - - [8, 12,49]
HD 49713 2560±460 -2880/+2200 2 - - [9]
HD 49976 1490±360 -2000/+2200 >20 - - [2,8, 78,97, 103]
HD 50169 1220±220 -1500/+2000 9 5000 13 [2, 14, 16]
HD 50403 830+100 +190/+1100 3 - - [9]
HD 50461 1500±700 -2800/+2200 6 - - [9]
HD 51418 401 ±200 -200/+750 10 - - [8, 83]
HD 51684 1200 -1800/-1200 ? 6000 ? [94]
HD 52628 2000±80 -2050/+2100 4 - - [9]
ИD53081 450+100 -600/+600 4 - - [9]
HD 54118 1030±256 -1600/+1600 7 - - [8, 12]
HD 55522 505+100 +38/+873 3 - - [П]
HD 55719 1400±264 -1040/+2100 >10 6500 29 [8, 14, 15, 29]
HD 55755 3100+140 -3280 1 - - [16]
HD 56343 3000±70 -3100 1 - - [10]
HD 56350 600+125 +736 1 - - [П]
HD 58260 2290±300 +2000/+2600 10 - - [8,22,41]
HD 58448* 260±66 -331 1 - - [П]
HD 59435 800±50 -1200/+900 8 3200 19 [8, 14, 16, 149, 153]
HD 60435* 250±50 -296 1 - - [8]
HD 61045 310±80 -160/+470 3 - - [9, Ю]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 61468 1000 -2500/-1000 ? 7300 4 [8, 14,94]
HD 62140 1336±306 -2200/+3200 >30 - - [8, 27, 78, 95]
HD 63401 400±80 -650/+340 4 - - [10,11]
HD 63843 - - - 11500 1 [19]
NGC 2489 58 300±170 -450 1 - - [10]
NGC 2489 40* -200±140 -400 1 - - [10]
HD 64486 855±513 -1300/+600 6 - - [8, 78, 165]
HD 64740 565±114 -870/+530 18 - - [8,22,41]
HD 65339 3200±440 -5400/+4200 >100 12800 >30 [2, 17,26, 65,82,85, 111, 129] [8, 14, 16, 66, 74,90, 120]
HD 65712 700±50 -1100/-550 2 - - [10]
HD 65987 500±70 -460/+600 2 - - [10]
HD 66295 400±50 -530/+440 2 - - [10]
HD 66318 5000±30 +5000/+5200 2 - - [10]
HD 66350 480±100 -660/+520 4 - - [9]
HD 66522 700±350 -80/+1000 4 - - [8, 22]
HD 69067 450±50 +500/+530 2 - - [10]
HD 70331 2800±184 -3000/-2000 >8 12400 31 [8, 15, 124]
HD 71866 1680±236 -2000/+2000 >100 - - [2,8, 156]
HD 72295* 200±130 -300/+100 6 - - [16]
HD 72968 480±288 -700/+500 >30 2800 ? [2,8, 76, 78, 138]
HD 73340 1644±218 -2300/-900 5 - - [8, 12]
HD 74168 330±100 -437 1 - - [П]
HD 74521 812± 141 -200/+1400 15 - - [2,8, 12, 13]
HD 75445 - - - 3000 9 [14]
HD 77350 846±266? 0/+500 5 - - [2,8, 12]
HD 78316 208±205 -640/+460 >20 - - [2,8, 109]
HD 79158 672±226 -1200/+900 >25 - - [8, 25, 44]
HD 80316* - -183 1 - - [П]
HD 81009 1430±236 -100/+2500 >50 8400 39 [8, 14,78, 94, 152]
HD 83368 576±264 -800/+800 13 - - [8, 13, 15, 141]
HD 83625 1150±64 -1204 1 - - [П]
HD 84081* 400±72 +479 1 - - [П]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 86181* 300±94 +404 1 - - [П]
HD 86199 850±67 -921 1 - - [П]
HD 86592 - - - 16200 2 [19]
HD 88385 1000±65 -1054 1 - - [П]
HD 89103 2250±50 -2303 1 - - [П]
HD 89385* - -255 1 - - [П]
HD 89822* 200±50 -200/+340 3 - - [2,8, 42,51, 101]
HD 90044 740±373 -800/+700 6 - - [8, 12]
HD 90569 192±58 -230/+400 16 - - [2, 8, 28]
HD 92385 450±55 -519 1 - - [10]
HD 92499 1000+140 -1255/-964 3 - - [П]
HD 92664 803±40 -1300/-100 18 - - [8, 12,45]
HD 93507 2164±278 +1600/+2600 2 7200 28 [8, 14, 15, 94]
HD 94660 2352±265 -3300/-1800 8 6200 17 [8, 12, 14, 15,94]
HD 96446 1105±248 -2100/-1100 20 - - [8, 13,22,41,99]
HD 96729 - +949 1 - - [10]
HD 96707 1070±722 -3900/+800 20 - - [8, 47, 78]
HD 96910 392±231 +490 1 - - [8, 13]
HD 98088 802±284 -1200/+1000 >20 - - [2,8, 169]
HD 98340 900±70 +977 1 - - [П]
HD 99563 600±80 -680/+670 7 - - [11,16]
HD 101065 2241 ±450 -2300/-1040 5 - - [8, 160, 166, 167]
HD 103192 204+104 -250/-100 5 - - [8, 12]
HD 103498 333+138 -630/+250 18 - - [8, 9, 72]
HD 105373* - -283 1 - - [П]
HD 105382 600+100 -920/-430 2 - - [П]
HD 105770 200±80 +150/+260 2 - - [П]
HD 105999* 200±70 -247 1 - - [П]
HD 107000 200±60 -240/+320 5 - - [9, 16]
HD 107612 320+140 -200/+400 6 - - [9]
HD 108662 620±200 -1150/+550 >30 - - [2,8, 109]
HD 108651 380±240 -200/+560 5 - - [2, 8, 78]
HD 108945 537+313 ? -347/+440 4 - - [8, 11,42]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 109026 342±95 +140/+470 5 - - [8, 44]
HD 110066 204±50 -370/+300 >30 4100 4 [2,8, 14, 16]
HD 111133 806±143 -1500/-500 >20 - - [2,8,69,72, 157]
HD 112185 365±60 -50/+150 >30 - - [8,24,67, 70, 135]
HD 112381 3400±245 -3700/-3100 5 - - [8, 12]
HD 112413 1350±200 -1400/+1600 >100 - - [2, 37,39, 50, 65, 66, 86, 117] [8, 13, 16, 67, 120-123, 162]
HD 112528 900±100 +890/+910 2 - - [9]
HD 115226 700±100 +654/+820 2 - - [П]
HD 115440 3100±75 +3120 1 - - [П]
HD 115606 620±120 -750/+660 5 - - [9, 59]
HD 115708 927±405 -1500/+900 13 - - [2,8, 144]
HD 116114 1923=Ы 13 -2200/-1800 14 5900 18 [14-16]
HD 116458 1925±273 -2200/-1300 17 4600 15 [6, 8, 14, 15, 94]
HD 117025 400±80 +416/+455 2 - - [П]
HD 118022 808±225 -1800/-200 >20 - - [2,8, 42, 107, 162]
HD 118913 350±73 -544/-385 2 - 2 [П]
HD 119027 - - 3100 12 [14]
HD 119213 1220±440 -500/+1200 >50 - - [8,71, 100]
HD 119308* 250±73 325 1 - - [П]
HD 119419 1770±455 -4200/+1800 31 - - [8, 13, 15, 143, 165]
HD 120198 705±337 -1300/+200 9 - - [8,42,72, 148]
HD 122532 665±268 -900/+900 24 - - [8, 12, 13, 143]
HD 122970* 250±100 +352 1 - - [П]
HD 124224 570±323 -437/+811 14 - - [8, 42]
HD 125248 1505±295 -2500/+2800 50 - - [2, 13, 15, 17,42, 80]
HD 125630 600±60 +9/+659 2 - - [П]
HD 125823 470±253 -440/+370 19 - - [8,44, 159]
HD 126515 1720±373 -2000/+2000 20 12300 20 [2, 13-15, 78, 114]
HD 127453* 300±70 -360 1 - - [П]
HD 127575 730±70 +807 1 - - [П]
HD 128775* 300±60 -340 1 - - [П]
HD 128898 654±324 ? -400/0 7 - - [8, 13, 15, 42]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [n] Литература
HD 129899 330±50 +402 1 - - [П]
HD 130559 1375+100 -1300/-200 7 - - [2,8]
HD 132322* 300±50 +357 1 - - [П]
HD 133029 2420±319 +1300/+3300 50 - - [2,8, 30,31,42, 140]
HD 133652 1110±200 -2100/+700 8 - - [8, 12]
HD 133880 2415±241 -4400/+1920 12 - - [8, 93]
HD 134214 458+150 -800/-200 15 3100 26 [8, 14-16]
HD 134793 770±250 -800/+900 8 - - [2, 9, 88]
HD 135297 785±242 -1110 ? 1 - - [2,8]
HD 137193 680±220 +230/+970 4 - - [8, 143]
HD 137509 1020±416 -1200/+2200 17 strong - [8, 12, 13, 15]
HD 137909 750+100 -900/+1000 >100 5500 32 [2, 34,36, 38, 105, 112, 136, 156] [13,42, 65, 121-123, 162] [8, 16, 102]
HD 137949 1500+120 +980/+1920 >20 4600 13 [2,8, 14-16, 78]
HD 138218 2400+1600 -3500/+1300 3 - - [9]
HD 138758 350±50 +415 1 - - [П]
HD 138769* 150±70 -260/-48 2 - - [П]
HD 140160 860±712 -1840/+760 10 - - [6, 8]
HD 140728 437±337 -400/+400 5 - - [8, 12,42,69, 72]
HD 142070 400±60 -700/+600 15 4900 22 [14, 16, 153]
HD 142301 2100±420 -4100/+1600 >5 - - [8, 44, 92]
HD 142554 1310±290 -770/+1740 4 - - [9, 88]
HD 142884 950+120 - 3 - - [45]
HD 142990 1304±255 -2500/+600 14 - - [8, 12,44]
HD 143473 4292±362 +4200/+5100 4 - - [8, 12, 13]
HD 144334 783±257 -1400/+500 12 - - [8, 44]
HD 144661 542±318 -400/+1100 5 - - [8, 44]
HD 144897 2046+158 +1300/+2300 ? 9000 26 [8, 14, 15, 94]
HD 145501 1241 ±238 -1480/-1190 4 - - [8, 44]
HD 146001 647±382 -200/ +1300 5 - - [8, 44]
CPD -57.7817 600±60 -612 1 - - [10]
HD 147010 4032±402 -4500/-2500 >30 - - [13,45,69,72, 143]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > ±<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 148112 650+441 ? -250/-90 9 - - [8, 42]
HD 148199 900+247 -900/+1450 13 - - [8, 12, 143]
HD 148330 304+154 -600/+200 15 - - [8, 165]
HD 148898 250+170 -170/+370 5 - - [8, 11,42]
HD 149277 2000+105 +2200 1 - - [10]
HD 149764 1000+70 -1213/+30 3 - - [П]
HD 149911 1035+626 -2100/+450 6 - - [8, 78]
CD-48 11051 1800+100 -2010/-1780 2 - - [10]
HD 150549* 150+55 -228/-110 3 - - [П]
HD 150562 - - - 4800 7 [14]
HD 151199 280+100 -400/ +150 4 - - [9]
HD 151965 2602+282 -3700/-550 8 - - [8, 12]
HD 152107 1487+250 +500/+2000 >50 - - [2,8, 16, 42, 46,64, 163]
BD +32.2827 520+160 -770/+60 3 - - [9, 59]
HD 153882 1750+462 -1800/+3100 >40 - - [2,8, 13, 15,81, 102]
HD 154708 6000+50 +5764/+7530 3 - - [П]
HD 157751 4000+55 +3968/+4063 2 - - [П]
HD 158450 1570+180 -2920/+810 4 - - [9]
HD 317857 1500+55 -1558 1 - - [10]
HD 318107 3000+50 +1 ООО/+5200 7 14300 32 [Ю, 14, 15]
HD 159545 310+110 -360/-150 3 - - [9]
HD 164258 800+300 -500/+1200 7 - - [8, 9, 72]
HD 164827 310+110 -2300/+1600 4 - - [9]
HD 165474 470+100 -100/+900 20 6500 23 [2,8, 13-16]
HD 166473 2150+220 -2200/-2000 3 7700 23 [8, 14, 15, 94]
HD 168796 610+100 -900/+500 4 - - [9, 59]
HD 168733 815+276 -1000/-400 17 - - [8, 13, 15, 84]
HD 168856 - -608 1 - - [П]
HD 169842 370+180 -660/+380 5 - - [9]
HD 169887 680+250 -2300/+2020 4 - - [9, 58]
HD 170000 350+150 -180/+640 >5 - - [16, 42]
HD 170397 615+252 -650/+870 10 - - [8, 12,42]
HD 170565 1760+170 +1180/+1960 4 - - [9, 16]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > ±<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 170836 490+140 -700/+300 3 - - [9]
HD 170973 530+100 -600/+800 7 - - [9, 12, 13, 59]
BD+17.3622 1390+180 +980/+1600 3 - - [9, 59]
HD 171184 200+50 -54/+379 2 - - [П]
HD 172690* - -225 1 - - [П]
HD 173650 326+275 -500/+700 >20 - - [2,8]
ИD349321 2700+300 -4400/+1900 12 - - [9, 88]
HD 174933 105+107 ? -500/ +1550 ? - - [6, 8]
HD 175362 3570+448 -5000/+7000 >30 28000 1 [8, 13, 15, 22,44, 77, 161]
HD 176196* 150+60 +174/+258 2 - - [П]
HD 176232 311+229 -315/+440 6 - - [2,8, 15]
HD 177765 - - - 3400 6 [14]
HD 178892 5410+470 +2100/+7200 20 - - [9, 59,88, 128]
HD 343872 2930+320 -700/+4500 20 - - [9, 16, 58, 88]
HD 179761 480+238 -590/ +170 4 - - [2,8]
HD 231054 1650+240 +380/+2500 4 - - [9, 58]
HD 338226 1080+200 +440/+1490 3 - - [9, 58]
HD 182532 420+120 -40/+620 4 - - [9]
BD +35.3616 520+160 -500/+540 5 - - [9]
HD 183339 1296+465 -1600/+1800 5 - - [8, 73]
HD 183806* 150+45 -229/+172 2 - - [П]
HD 184471 350+100 -20/+800 8 - - [9]
HD 184927 1465+430 -1200/+3000 27 - - [8, 73, 146]
HD 187474 1488+143 -1800/+1800 15 5000 28 [8, 14, 15, 94]
HD 188041 1100+200 -200/ +1500 25 3600 15 [2, 13-16, 154, 155]
HD 189963 410+130 -700/+300 5 - - [9]
HD 190290 2300+50 +2340 1 - - [10]
HD 191742 610+247 -900/-200 3 - - [2,8]
HD 192224 420+150 -580/+400 3 - - [9]
HD 192678 1410+160 +1000/+1800 >20 4700 34 [8, 14, 69, 72, 94, 145]
HD 192913 483+221 -670/+380 5 - - [2,8]
HD 196178 973+238 -1500/-700 9 - - [8, 42]
HD 196502 490+200 -700/-200 >20 - - [2,8, 16,21,95]
Магнитные химически пекулярные звезды (данные на 1 января 2008 года) (Продолжение)
HD/BD < Ве > +<т G Ве extrema (G) [п] Bs (G) [п] Литература
HD 196606 900±200 -1110/+1040 4 - - [9]
HD 196655 400±100 -530/+450 3 - - [9]
HD 196691 1810±280 +630/+2290 4 - - [9, 59]
HD 335238 1738±247 -3040/+1260 >15 8700 16 [8, 14-16, 153]
HD 199728 400±200 -470/+720 6 - - [9,11]
HD 200177 1124±433 -1900/+300 4 - - [8, 43, 72]
HD 200311 1490±427 -1800/+1800 >25 8600 28 [8, 14,94, 147]
HD 201018* - +494 1 - - [П]
HD 201601 600±100 -1100/+600 >100 3800 >50 [2,26, 104, 105, 130-132, 139] [8, 14-16, 42, 133]
HD 201174 +1780 1 - - [16]
HD 203006 -650 1 - - [2]
HD 204815 430±160 +60/+600 4 - - [9]
HD 205087 500±200 -200/+800 10 - - [8, 12, 16, 72]
HD 207188 1220±310 -1510/+1000 3 - - [9]
HD 208217 - -1800/+800 ? 8000 31 [14,94]
HD 209051 2620±640 -3300/-1040 4 - - [9, 59]
HD 210432 1190±190 -1810/+530 3 - - [9]
HD 212385 300±60 +145/+541 2 - - [П]
HD 213918 1730±200 >2000 ? - - [45]
HD 215441 17500±500 +10000/+20000 >50 34000 >50 [8, 16, 18, 20,40,53,68,85, 94, 110]
HD 216018 1000±120 -1200/+1400 6 5600 18 [14-16]
HD 216533 -1000/+100 3 - - [2, 62]
HD 217833 3000±500 -6200/-1500 17 - - [54, 73]
HD 220825* 269±247 -430/ +190 8 - - [2, 8, 42]
HD 221006 600±150 +410/+990 3 - - [12]
HD 221394 1100±400 -1490/-1130 4 - - [72]
HD 221936 2000±200 -2500/+2900 12 - - [16, 89]
HD 223640 643±218 -20/+820 4 - - [2,8, 16]
HD 224801 1318±382 +250/+2270 2 - - [2,8]
Однако Ве(вх1т) можно правильно найти только для тех объектов, для которых получена кривая переменности Ве с фазой периода вращения. Если данных наблюдений мало и/или период вращения
звезды неизвестен, для оценки величины ее магнитного поля приходится использовать некий усредненный параметр — так называемое среднеквадратическое поле < Ве >. Эта величина является
<п0>,с
Рис. 1. Гистограмма распределения величины < Ве >.
В с (схіг), в
Рис. 2. Гистограмма распределения величины Вє(єхіт).
более устойчивой и меньше зависит от каждого конкретного отдельного измерения, чем Бе(ех1т).
Ниже проанализируем функцию распределения параметров < Бе > и Бе(ехЬт).
Распределение количества звезд в зависимости от величины < Бе > показано на рис. 1.
Наши данные находятся подтверждают ранее известную зависимость: наблюдается резкое (по экспоненциальному закону) падение количества магнитных СР-звезд с усилением поля.
Анализ гистрограммы, представленной на рис. 1, показывает, что среднее теап < Бе >= = 1130±74 Гс, 2/3 всех звезд из нашего списка имеют < Бе > менее 1200 Гс, 90% — в пределах до 2 кГс и только 18 объектов — более 3 кГс.
Некоторое уменьшение количества звезд с полями < Бе > менее 400 Гс связано с инструментальной селекцией: звезды со слабыми полями далеко не всегда могут быть идентифицированы как магнитные из-за относительно слабого сигнала поля на фоне ошибок измерений, следовательно, они не были включены в наш каталог.
Распределение количества звезд в зависимости от величины Бе(ех1т) показано на рис. 2.
Гистограмма этого распределения сходна с аналогичной гистограммой для величины < Бе >. Естественно, что экстремальные величины продольного поля больше среднеквадратических: теапБе(ех1т)= 1572±87 Гс.
Отношение средней для всего нашего списка величины < Бе > (некоего среднего для всей совокупности звезд эффективного продольного поля) к средней величине Бе(ехЬт) (амплитудному его значению) равно 0.72, что очень близко к эффективному значению синусоиды. Это естественным образом согласуется с предположением, что в целом поля магнитных СР-звезд имеют структуру, близкую к дипольной.
Уменьшение количества звезд с ростом величины поля происходит по экспоненциальному закону (в пределах Бе(єхіт) от 0.7 кГс до 5 кГс)
N = ехр(5.2 — 0.0008 Бе^^))
с коэффициентом корреляции 0.988.
Почему экспоненциальная зависимость за пределами указанного интервала продольных полей нарушается, понять достаточно просто: 1) не все магнитные СР-звезды с полями Бе(вхіт) менее 600—700 Гс были обнаружены (соответственно не вошли в наш список), поэтому завал гистограммы в области слабых полей объясняется эффектами наблюдательной селекции; 2) в области сильных (более 5 кГс) полей насчитывается очень малое количество объектов, поэтому теряется возможность анализа статистических закономерностей.
Наши данные демонстрируют, что экстремальная величина Бе превышает 4 кГс только у 6% магнитных СР-звезд. Таким образом, можно оценить, что, по крайней мере, у 90% магнитных СР-звезд из нашего списка, величина поля на поверхности Б3 не превышает 10 кГс. Объектов с более сильными полями (Б3 более 20 кГс) в нашем списке всего несколько.
Видимо, на уровне нескольких десятков килогауссов и проходит граница, за пределами которой более сильные крупномасштабные поля в атмосферах звезд Главной последовательности формироваться и существовать не могут.
3. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Наблюдения магнитных полей на крупнейших телескопах мира продолжаются. Можно не сомневаться, что развитие техники приведет к тому, что магнитные звезды будут найдены в десятках скоплений разного возраста, находящихся на достаточно больших расстояниях. Тем не менее,
учитывая жесткие лимиты на наблюдательное время крупнейших телескопов, вряд ли стоит ожидать значительного (в разы) увеличения количества магнитных СР-звезд в ближайшем будущем. Поэтому результаты анализа уже полученных данных о магнетизме СР-звезд еще длительное время (на наш взгляд) останутся актуальными и востребованными.
Это первая работа из цикла. В дальнейшем будут рассмотрены физические параметры магнитных СР-звезд.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность Российскому фонду фундаментальных исследований (грант РФФИ N 06-02-16110a) за финансовую поддержку работы.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. I. Romanyuk, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 58, 64 (2005).
2. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 30, 141 (1958).
3. I. I. Romanyuk, Astrophys. Bull. 62, 62 (2007).
4. P. Renson, R. Farragiana, F. Catalano, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 89, 429 (1991).
5. P. Renson, D. Kobi, and P. North, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 89, 61 (1991).
6. P. Didelon, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser.
53, 119(1983).
7. I. I. Romanyuk, in Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1999, Ed. by Yu. V Glagolevskij and 1.1. Romanyuk (Moscow,2000), p.18.
8. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Astronom. and Astrophys. 407, 631 (2003).
9. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1804(2006).
10. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astronom. and Astrophys. 450, 777 (2006).
11. S. Hubrig, P. North, M. Scholler, and G. Mathys, Astron. Nachr. 327, 289 (2006).
12. D. Bohlender, J. D. Landstreet, and I. B Thompson, Astronom. and Astrophys. 269, 355 (1993).
13. G. Mathys, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser.
89, 121 (1991).
14. G. Mathys, S. Hubrig, J. Landstreet, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 123, 353 (1997).
15. G. Mathys and S. Hubrig, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 124,475(1997).
16. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, (unpublished, 2008).
17. M. G. Adam, Observatory, 85, 204 (1965).
18. S. J. Adelman, Astrophys. J. Suppl. 27, 242 (1974).
19. J. Babel and P. North, Astronom. and Astrophys. 325, 195(1997).
20. H. W. Babcock, Astrophys J. 132, 521 (1960).
21. H. W. Babcock, Publ. Astronom. Soc. Pacific 75, 74 (1963).
22. D. Bohlender, D. Brown, J. Landstreet, and I. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).
23. D. Bohlender, Astronom. and Astrophys. 220, 355 (1989).
24. D. Bohlender and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 358, l.25(1990).
25. D. A. Bohlender, in Pulsation, rotation and mass-loss in early stars, IAU Symp. 162, Ed. by A. Balona, H. Hendrichs, J. Contel, (1994), p. 165.
26. W. Bonsack and C. Pilachowski, Astrophys. J. 190, 327(1974).
27. W. Bonsack, C. Pilachowski, and S. C. Wolff, Astrophys. J. 187,265(1974).
28. W. K. Bonsack, Publ. Astronom. Soc. Pacific 80, 19
(1976).
29. W. K. Bonsack, Astrophys. J., 209, 160 (1976).
30. W. K. Bonsack, Astronom. and Astrophys. 59, 195
(1977).
31. W. K. Bonsack, Publ. Astronom. Soc. Pacific 89, 613 (1977).
32. W. K. Bonsack, Publ. Astronom. Soc. Pacific 91, 648 (1979).
33. W. K. Bonsack, Publ. Astronom. Soc. Pacific 93, 756 (1981).
34. E. F. Borra and M. M. Dworetsky, Astrophys. J. 186, 211 (1973).
35. E. F. Borra, Astrophys. J. 193, 699 (1974).
36. E. F. Borra and A. H. Vaughan, Astrophys. J. 210, 1.145 (1976).
37. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 212, 141 (1977).
38. E. F. Borra, A. H. Vaughan, Astrophys. J. 216, 462
(1977).
39. E. F. Borra and A. H. Vaughan, Astrophys. J. 220, 924(1978).
40. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 222, 226(1978).
41. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 228, 809(1979).
42. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 42,421 (1980).
43. E. F. Borra, Astrophys. J. 249, l.39 (1981).
44. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
45. D. N. Brown, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, in Upper Main Sequence CP stars, 23rd Liege Coll., Liege, 1981, (1981), p. 195.
46. V. D. Bychkov, V. G. Elkin, and V. G. Shtol, in Stellar Magnetism, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1991, Eds.: Yu. V. Glagolevskij and
1.1 Romanyuk, (S. Petersburg, Nauka, 1992), p. 212.
47. V. D. Bychkov, L. Yu. Kostynchuk, and V. G. Shtol, in Stellar Magnetic Fields, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1996, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and 1.1 Romanyuk (Moscow, 1997), p. 110.
48. V. D. Bychkov, E. Gerth, R. Kroll, and V. G. Shtol, in Stellar Magnetic Fields, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1996, Ed. by Yu. V Glagolevskij and 1.1 Romanyuk (Moscow, 1997), p. 204.
49. N. M. Chunakova, V. D. Bychkov, and Yu. V. Glagolevskij, Soobshch. SAO 31, 3(1981).
50. J. Cohen, A. Deutsh, and J. Greenstein, Astrophys. J. 156,629(1969).
51. P. S. Conti, Astrophys. J. 160,309(1970).
52. V. G. Elkin, Yu. V. Glagolevskij, and 1.1. Romanyuk, Astrofiz. issled. (Izv. SAO), 25, 24 (1987).
53. V. G. Elkin, in Stellar Magnetism, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1991, Ed. by Yu.V. Glagolevskij and 1.1 Romanyuk, (S. Petersburg, Nauka, 1992), p. 67.
54. V. G. Elkin, in Chemically Peculiar and Magnetic Stars, Intern. Conf, Tatranska Lomnica, Slovakia, 1993, Ed. by Yu. Zverko and J. Ziznovsky (Tatranska Lomnica, 1994), p. 35.
55. V. G. Elkin, G. A. Wade in Stellar Magnetic Fields, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1996, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I Romanyuk (Moscow,
1996), p. 106.
56. V. G. Elkin, Pis’ma Astronom. Zh. 25, 809 (1999).
57. V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 51,81 (2001).
58. V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Pis’ma Astronom. Zh. 28, 195 (2002).
59. V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Pis’ma Astronom. Zh. 29, 455 (2003).
60. V. G. Elkin, D. W. Kurtz, G. Mathys, et al., Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 358, 1100 (2005).
61. J. C. Ewans, and G. Elste, Astronom. and Astrophys. 12,428(1971).
62. M. Floquet, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 30,27(1977).
63. R. S. Freeman, Astrophys. J. 224, 910 (1978).
64. E. Gerth, Astron. Nachr. 311,41 (1990).
65. Yu. V. Glagolevskij, K. I. Kozlova, I. M. Kopylov, et al., Pis’ma Astronom. Zh. 3, 500 (1977).
66. Yu. V. Glagolevskij, I. D. Najdenov, I. I. Romanyuk, et al., Soobshch. sAo 24, 61 (1978).
67. Yu. V. Glagolevskij, G. A. Chuntonov, I. D. Najdenov, et al., Soonbsh. SAO, 25, 5 (1979).
68. Yu. V. Glagolevskij, K. I. Kozlova, R. N. Kumajgorodskaya, V. S. Lebedev, I. I. Romanyuk, N. M. Chunakova, Astrofiz. issled. (Izv SAO) 13, 3 (1981).
69. Yu. V. Glagolevskij, V. D. Bychkov, I. Kh. Iliev, et al., Pis’ma Astronom. Zh. 8, 26 (1982).
70. Yu. V. Glagolevskij, V. D. Bychkov, I. Kh. Iliev, et al., Astrofiz. issled (Izv.SAO) 15, 13(1982).
71. Yu. V. Glagolevskij, I. I. Romanyuk, V. D. Bychkov, et al., Astrofiz. issled (Izv.SAO) 18, 57 (1984).
72. Yu. V. Glagolevskij, V. D. Bychkov, I. I. Romanyuk, et al., Astrofiz. issled (Izv.SAO) 19, 16(1985).
73. Yu. V. Glagolevskij, and N. M. Chunakova, Astrofiz. issled (Izv.SAO) 19,37(1985).
74. Yu. V. Glagolevskij, V. G. Elkin, I. I. Romanyuk, and N. E. Piskunov, in Magnetic Stars, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, USSR, 1987, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. M. Kopylov (Leningrad, Nauka, 1988), p. 32.
75. Yu. V. Glagolevskij, V. G. Elkin, 1.1. Romanyuk, and V. G. Shtol, Pis’ma Astronom. Zh. 19, 190(1995).
76. H. Hensberge and C. De Loore, Astronom. and Astrophys. 37,367(1974).
77. C. Hensler, Mitt Astron. Ges. 43,215(1978).
78. C. van den Heuvel, Astronom. and Astrophys. 11, 461 (1971).
79. G. M. Hill and C. C. Blake, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 278, 183(1996).
80. S. M. Hockey, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 142,543(1969).
81. S. M. Hockey, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 152,97(1971).
82. J. Huchra, Astrophys. J. 174, 435 (1972).
83. T. J. Jones, S. C. Wolff, and W. Bonsack, Astrophys. J. 190, 579(1974).
84. T. J. Jones and S. C. Wolff, Publ. Astronom. Soc. Pacific 86, 67(1974).
85. J. C. Kemp and R. D. Wolstencroft, Astrophys. J. 179, 33(1973).
86. K. Kodaira, W. Unno, Astrophys. J. 157, 769 (1969).
87. F. G. Kopylova and I. I. Romanyuk, In: Stellar Magnetism, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, USSR, 1991. Eds.: Yu.V. Glagolevskij and 1.1 Romanyuk, (S.Petersburg, Nauka, 1992), p. 54.
88. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, and V. G. Elkin, in Magnetic Stars, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 2003, Ed. by Yu. V. Glagolevskij, D. O Kudryavtsev and I. I Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), p. 93.
89. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, in Physics of Magnetic Stars, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 2006, Ed. by D. O Kudryavtsev and
I. I Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2007), p. 81.
90. J. D. Landstreet and E. F. Borra, Astrophys. J. 212, 141 (1977).
91. J. D. Landstreet, Astrophys. J. 224, l.5 (1978).
92. J. D. Landstreet, E. F. Borra, and G. Fountaine,
Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 188, 609
(1979).
93. J. D. Landstreet, Astrophys. J. 352, l.5 (1990).
94. J. D. Landstreet and G. Mathys, Astronom. and
Astrophys. 339, 213 (2000).
95. F. Leone, G. Catanzaro, and S. Catalano, Astronom. and Astrophys. 355, 315 (2000).
96. J. L. Leroy, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser.
114, 79(1995).
97. H. M. Maitzen and H. Albrecht, Astronom. and Astrophys. 44, 405 (1975).
98. H. M. Maitzen, W. W. Weiss, and J. H. Wood, Astronom. and Astrophys. 81, 323 (1980).
99. J. Mathews and D. A. Bohlender, Astronom. and Astrophys. 243, 148(1991).
100. Z. Mikulasek, Yu. V. Glagolevskij, I. I. Romanyuk, et al., in "Magnetic Stars, Intern. Conf, Salaspils, USSR, 1984, Ed. by V. L. Khokhlova etal. (Salaspils, 1984), p. 13.
101. L. Oetken and R. Orwert, Astron. Nachr. 294, 261
(1973).
102. V. E. Panchuk, I. I. Romanyuk, and D. O. Kudryavtsev, in Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, ntern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1999, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I Romanyuk (Moscow, 2000) p. 75.
103. C. A. Pilachowski, W. K. Bonsack, and S. C. Wolff, Astronom. and Astrophys. 37,275(1974).
104. G. W. Preston and K. Stepien, Astrophys. J. 151, 577(1968).
105. G. W. Preston and K. Sturch, in Magnetic and Related Stars (Baltimore, Mono Book Corp., 1967), p. 111.
106. G. W. Preston and K. Stepien, Astrophys. J. 154, 971 (1968).
107. G. W. Preston, Astrophys. J. 158,243(1969).
108. G. W. Preston, Astrophys. J. 158, 251 (1969).
109. G. W. Preston, K. Stepien, and S. C. Wolff, Astrophys. J. 156, 653(1969).
110. G. W. Preston, Astrophys. J. 156, 967 (1969).
111. G. W. Preston, Astrophys. J. 157, 247 (1969).
112. G. W. Preston, Astrophys. J. 158, 1081 (1969).
113. G. W. Preston and S. C. Wolff, Astrophys. J. 160,
1071 (1970).
114. G. W. Preston, Astrophys. J. 160, 1059 (1970).
115. G. W. Preston, Astrophys. J. 164,309(1971).
116. G. W. Preston, Astrophys. J. 165, 465 (l972).
117. D. Pyper, Astrophys. J. Suppl. 18, 1 (1969).
118. P. Renson, Astronom. and Astrophys. 139, 131 (1984).
119. R. D. Robinson, Astrophys. J. 239, 961 (1980).
120. I. I. Romanyuk, Astrofiz. issled. (Izv. SAO) 12, 3
(1980).
121. I. I. Romanyuk, Pis’ma Astronom. Zh. 10, 443 (1984).
122. I. I. Romanyuk, Astrofiz. issled. (Izv. SAO) 22, 39 (1986).
123. I. I. Romanyuk, Astrofiz. issled. (Izv. SAO) 33, 53 (1991).
124. I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, G. A. Wade, and
J. D. Landstreet, in Stellar Surface Structure, IAU
Symp., N.176, Ed. by K. G. Strasmeier et al. (Wien, Austria, 1995), p. 153.
125. I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, G. A. Wade, and
J. D. Landstreet, in Stellar Magnetic Fields,
Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1996, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and 1.1. Romanyuk (Moscow,
1997), p. 101.
126. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Contr. of Scaln. Pleso obs. 25, 485 (1998).
127. I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, et al., Bull. Spec. Astrophys. Obs. 45, 93 (1998).
128. T. Ryabchikova, O. Kochukhov, D. Kudryavtsev, et al., Astronom. and Astrophys. 445, l.47 (2006).
129. G. Scholz, Astron. Nachr. 292,279(1971).
130. G. Scholz, Astron. Nachr. 292,281 (1971).
131. G. Scholz, Astron. Nachr. 296, 31 (1975).
132. G. Scholz, Astron. Nachr. 299, 305 (1978).
133. G. Scholz, Astron. Nachr. 300, 213 (l979).
134. G. Scholz, Astrophys. Spa. Sci. 94, 159(1983).
135. V. G. Shtol, V. G. Elkin, and I. I. Romanyuk, in Stellar Magnetic Fields, Intern. Conf, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1996, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and 1.1. Romanyuk (Moscow, 1997), p. 207.
136. A. B. Severny, V M. Kuvshinov, and N. S. Nikulin, Izv. CrAO 58,3(1974).
137. S. Shore, D. Brown, G. Sonneborn, et al., Astrophys. J. 348,242(1990).
138. R. Steinitz and D. Pyper, Comiss IAU 27, IBVS, No.413,1 (1969).
139. R. Steinitz and D. Pyper, Astronom. and Astrophys.
11,489(1971).
140. R. Steinitz and D. Pyper, Astrophys. Spa. Sci. 11, 322(1971).
141. I. B. Thompson, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 205,43(1983).
142. I. B. Thompson and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 289, l.9 (1985).
143. I. B. Thompson, D. Bohlender, and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 64, 210 (1987).
144. G. A. Wade, E. Neaugu, and J. D. Landstreet, Astronom. and Astrophys. 307, 500 (1996).
145. G. A. Wade, V. G. Elkin, J. D. Landstreet, et al., Astronom. and Astrophys. 313,209(1996).
146. G. A. Wade, D. A. Bohlender, D. N. Brown, et al., Astronom. and Astrophys. 320, 172(1997),
147. G. A. Wade, V. G. Elkin, J. D. Landstreet, and
I. I. Romanyuk, Monthly Notices Roy. Astronom.
Soc. 297,748(1997).
148. G. A. Wade, G. M. Hill, S. J. Adelman, et al., Astronom. and Astrophys. 335, 973 (1998).
149. G. A. Wade, G. Mathys, and P. North, Astronom. and Astrophys. 347, 164 (l999).
150. G. A. Wade, D. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, et al., Astronom. and Astrophys. 355, 1080 (2000).
151. G. A. Wade and V. G. Elkin (private communivation) (2000).
152. G. A. Wade, J. F. Donati, J. D. Landstreet, and
S. L.S Shorlin, Monthly Notices Roy. Astronom.
Soc. 313,823(2000).
153. G. A. Wade, S. Smolkin, I. I. Romanyuk, and D. Kudryavtsev, in Magnetic Stars, Intern. Conf, Nizhnij Nizhnij Arkhyz, Russia, 2003, Ed. D. O. Kudryavtsev, Yu. V Glagolevskij and
1.1 Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), p. 121.
154. S. C. Wolff, Astrophys. J. 157,253(1969).
155. S. C. Wolff, 129-th Amer. Astron. Meet. (Honolulu, Hawaii, 1969), p.5.
156. S. C. Wolff and R. J. Wolff, Astrophys. J. 160, 1049 (1970).
157. S. C. Wolff and R. J. Wolff, Publ. Astronom. Soc. Pacific 83,610(1971).
158. S. C. Wolff, Astrophys. J. 186,951 (1973).
159. S. C. Wolff and N. D. Morrison, Publ. Astronom. Soc. Pacific 86, 935 (1974).
161.
162.
163.
164.
S. C. Wolff and W. Hagen, Publ. Astronom. Soc. Pacific 88, 119(1976).
R. J. Wolff and S. C. Wolff, Astrophys. J. 203, 171 (1976).
S. C. Wolff, Publ. Astronom. Soc. Pacific 90, 412
(1978).
S. C. Wolff and G. Preston, Publ. Astronom. Soc. Paci fic 90,406(1978).
J. H. Wood and R. Albrecht, in Upper Main Sequence CP stars, 23-rd Liege Coll. (Liege, Belgium, 1981), p. 199.
165. J. Ziznovsky and I. I. Romanyuk, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 41, 118 (1990).
166. C. R. Cowley and G. Mathys, Astronom. and Astrophys. 339, 65 (1998).
167. S. Hubrig, D. W. Kurtz, S. Bagnulo, et al., Astronom. and Astrophys. 415, 661 (2004).
168. I. Iliev, private communication (2000).
169. G. Hensberge, Astronom. and Astrophys. 32, 457
(1974).
MAGNETIC FIELDS OF CHEMICALLY PECULIAR STARS. 1. THE CATALOG OF MAGNETIC CP STARS
1.1. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev
This is the first paper of the series dedicated to the analysis of the magnetism of chemically peculiar (CP) stars of the upper Main Sequence. We use our own measurements and published data to compile a catalog of magnetic CP stars containing a total of 326 objects with confidently detected magnetic fields and 29 stars which are very likely to possess magnetic field. We obtained the data on the magnetism of the overwhelming majority of the stars solely based on the analysis of longitudinal field component Be. The surface magnetic field, Bs, has been measured for 49 objects. Our analysis shows that the number of magnetic CP stars decreases with increasing field strength in accordance with exponential law, and stars with Be exceeding 5kG occur rarely (about 3% objects of our list).
