CC BY
11
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2021, том 76, № 2, с. 210-235
удк 524.3-337; 524.35
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЁД В АССОЦИАЦИИ ORION ОВ1. V. ЗВЁЗДЫ ПОДГРУПП (с) И (d)
© 2021 И. И. Романюк1*, Е. А. Семенко1-2, А. В. Моисеева1, И. А. Якунин1'3, Д. О. Кудрявцев1
1 Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2National Astronomical Research Institute of Thailand, Chiangmai, 50180 Thailand 3Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия Поступила в редакцию 9 февраля 2021 года; после доработки 28 февраля 2021 года; принята к публикации 28 февраля 2021 года
В работе приведены результаты измерений магнитного поля 27 химически пекулярных звезд в подгруппах (с) и (d) ассоциации Orion ОВ1. Всего получено и измерено более 140 пар спектров циркулярно-поляризованного излучения, полученных в период с 2013 по 2020 гг. Анализ результатов показал, что в подгруппе (с) 13 из 24 СР-звезд обладают магнитным полем. Одновременно, поля значимой величины не удалось обнаружить ни у одной из трех СР-звезд подгруппы (d). Мы нашли, что доля магнитных звезд в подгруппе (с), средний возраст которой оценивается примерно в 5 млн. лет, лежит посредине между долей магнитных звезд в подгруппах (а) возрастом 10 млн. лет и (b), возраст которой около 2 млн. лет. Наши результаты свидетельствуют о резком падении доли магнитных CP-звезд и одновременном снижении величины их магнитного поля с возрастом. Полученные на примере ассоциации Orion OB1 данные в целом свидетельствуют в пользу теории реликтового происхождения магнитного поля химически пекулярных звезд, однако сам процесс формирования поля может иметь ряд особенностей, имеющих наблюдательные проявления.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящей работой мы продолжаем серию публикаций, посвященных исследованию магнитного поля звезд в ассоциации ОВ1 созвездия Ориона. Данная ассоциация с центром на расстоянии около 400 пк богата яркими В-звездами. Исследования Romanyuk et al. (2013) показали, что в этой ассоциации находится наиболее крупная из всех известных группировка ранних массивных химически пекулярных звезд, многие из которых потенциально обладают магнитным полем. Это, а также тот важный факт, что возраст звезд в ассоциации, в отличие от звезд поля, определяется достаточно надежно, были основными мотивами при выборе объекта изучения.
Детальное обоснование необходимости подобных исследований представлено нами в работе Romanyuk et al. (2013), где была изложена постановка задачи, выделены отдельные звезды и найдены их основные параметры. Программа наблюдений была поставлена на 6-м телескопе БТА. За 8 лет выполнения программы было получено
E-mail: roman@sao.ru
более 500 зеемановских спектров для 60 химически пекулярных звезд. На начало 2021 г. наблюдательная часть программы практически завершена.
Существует много схем деления ассоциации Orion OB1 на подгруппы. Особенно интересно строение ассоциации выглядит в свете результатов анализа данных GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018). Хорошим примером последних служит серия работ Zari et al. (2017; 2019; 2018). Однако на момент начала нашего проекта общепринятой была схема деления, предложенная Blaauw (1964): внутри ассоциации он выделил четыре подгруппы (а)-(d), каждая из которых отличается по возрасту и звездному составу. Новые исследования свидетельствуют о более сложном распределении звезд в ассоциации, тем не менее, для однородности мы придерживаемся схемы Romanyuk et al. (2013).
В предыдущих работах серии Romanyuk et al. (2019; 2021) мы опубликовали результаты измерений магнитного поля химически пекулярных звезд в подгруппах (а) и (b) ассоциации. Здесь же мы представляем результаты для звезд в подгруппах (с) и (d) ассоциации. Обширная подгруппа (с) занимает нижнюю часть созвездия южнее «Пояса Ориона».
Немногочисленная подгруппа (d) очень маленькая и по сути находится внутри подгруппы (с) — это звезды в области Большой туманности Ориона. Так как химические аномалии были найдены только у трех звезд подгруппы, мы не стали посвящать ей отдельную публикацию.
2. ВЫДЕЛЕНИЕ ХИМИЧЕСКИ пекулярных ЗВЕЗД
Принципы отбора и списки отождествленных химически пекулярных звезд в подгруппах (с) и (d) ассоциации Orion OB1 приведены нами в работе Romanyuk et al. (2013). Методика выделения CP-звезд во всех подгруппах ассоциации была одинаковой. Это же касается методики наблюдений, измерений магнитного поля и анализа данных. Единственное исключение составляют значения параллаксов. За последнее десятилетие, благодаря данным, полученным в миссии GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018), был достигнут существенный прогресс в изучении строения Галактики, существенной частью которой является и ассоциация Ориона. Параллаксы, измеренные GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018), мы использовали в спорных случаях для решения вопроса о принадлежности звезды к ассоциации.
Список выделенных нами ранее CP-звезд, принадлежащих подгруппам (с) и (d), воспроизведен в таблице 1. В колонках приведены: название звезды, тип пекулярности, галактические координаты (l, b), параллакс, полученный в ходе миссии спутника GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018) (в миллисекундах дуги), видимая звездная величина my и полное межзвездное поглощение в направлении на звезду Ay (в звездных величинах).
Таким образом в подгруппе (с) мы выделили 25 химически пекулярных звезд. Из них 24 являются потенциально магнитными Ар - и Вр-звездами, а одна — HD 36697 — судя по полученным спектрам и новым литературным данным, возможно относится к немагнитным Am-звездам. На основании спектральной классификации, HD 36697 была исключена из дальнейшего рассмотрения, а число пекулярных звезд в подгруппе (с) принято равным 24. В очень компактной подгруппе (d) мы выделили три звезды, которые также присутствуют в каталоге Renson and Manfroid (2009).
Из таблицы 1 видно, что отобранные нами для наблюдений объекты подгруппы (с) распределены на участке неба размером 10° х 10° в пределах галактических долгот I = 205°!3—214°.4 и широт b = —13°1... —23°.8, что с учетом протяженности ассоциации вдоль луча зрения на среднем расстоянии 400 пк в картинной плоскости соответствует области Галактики 50 х 50 х 150 пк. Подгруппа (а) занимает площадь в несколько раз больше,
чем подгруппа (b) ассоциации. Примечательной особенностью подгруппы (с) является Большая Туманность Ориона с повышенным поглощением и большой линейной поляризацией. Хотя сама туманность занимает небольшую область внутри подгруппы (с), из-за разницы в возрасте звезд она была выделены в отдельную подгруппу (d).
Каталог звезд в туманности Ориона составил московский астроном Parenago (1954). Из выделенных нами выше 24 пекулярных звезд подгруппы (с) 13 — представлены в этом каталоге. В комментариях к отдельным звездам это будет отмечено. Все три СР-звезды подгруппы (d) попадают в Большую Туманность Ориона. В таблице 1 для звезды HD 35901 мы приводим параллакс HIPPARCOS (2.95 mas), поскольку параллакс GAIA (1.20 mas) явно ошибочный.
3. НАБЛЮДЕНИЯ И АНАЛИЗ ПОЛУЧЕННЫХ ДАННЫХ
3.1. Наблюдения
Основная часть наблюдений пекулярных звезд в ассоциации Orion OB1 была выполнена в период с 2013 по 2019 год на Основном звездном спектрографе (ОЗСП)1 телескопа БТА (Panchuk et al. 2014) с анализатором круговой поляризации (Chountonov 2004). Методика наблюдений и обработки данных описана, например, в работах Romanyuk et al. (2014; 2019; 2021). Для большинства звезд мы получили не менее четырех спектров в разные даты. Время экспозиции выбиралось таким образом, чтобы отношение сигнал/шум (S/N) на спектрах было не менее 150—200. Основная масса спектров покрывает область длин волн 4450—4950 A со средним разрешением R = 15 000.
3.2. Результаты измерений магнитных полей
Результаты измерений магнитного поля представлены в таблице 2. В ее колонках приведены: название звезды, юлианская дата наблюдений, величины эффективного продольного магнитного поля (в гауссах), полученные модифицированным методом Бэбкока Be(z) (Babcock 1958), методом регрессии Be(r) (Bagnulo et al. 2002) и по линии водорода He, а также среднеквадратические ошибки измерений а. Принципиальные различия между разными методами измерениями поля описаны в предыдущих работах (Romanyuk et al. 2019; 2021). Среднеквадратическая ошибка измерений продольного поля по линии He оценивается
'Web-страница прибора ОЗСП: https://www.sao.ru/
hq/lizm/mss/en/index.html
Таблица 1. Список химически-пекулярных звезд подгруппы (с), (ё) ассоциации Орион ОВ1
Звезда Подгруппа Pee 7Г, mas V, mag AV, mag
HD 34736 с Si 209.0, -23.8 2.74 7.82 -
HD 34889 с Si 207.1, -22.6 2.73 8.75 0.01
HD 35901 с Si 209.5, -21.7 2.95 9.04 0.16
HD 36540 с He-wk 207.8, -19.7 2.39 8.16 0.59
HD 36559 с He-wk? 207.9, -19.6 3.03 8.81 0.05
HD 36629 с He-wk 208.0, -19.5 2.10 7.65 0.69
HD 36697 с Ap/Am 210.9, -20.8 3.03 8.65 0.26
HD 36899 с Sr 208.7, -19.4 2.48 9.80 0.03
HD 36916 с He-wk, Si 207.8, -18.9 3.87 6.74 0.01
HD 36918 с He-wk 209.5, -19.7 2.47 8.34 0.09
HD 36958 с He-wk 205.3, -17.6 2.43 6.90 0.28
HD 36960 с Si 209.6, -19.7 2.02 4.75 0.07
HD 36997 с SiSr 206.2, -18.0 2.10 8.32 0.06
HD 37017 с He-r 208.2, -19.0 2.63 6.55 0.49
HD 37058 с He-wk, Sr 208.5, -19.0 2.17 7.32 0.15
HD 37129 с He-wk 208.2, -18.8 2.30 7.17 0.12
HD 37151 с He-wk,Si 211.0, -20.1 4.05 7.39 0.04
HD 37210 с He-wk, Si 210.2, -19.6 1.85 8.12 0.05
HD 37470 с Si 210.1, -19.0 2.35 8.23 0.48
HD 37642 с He-wk 207.6, -17.4 2.47 8.05 0.14
HD 37687 с He-wk,Si 207.8, -17.4 2.21 7.06 0.51
HD 37807 с He-wk 208.0, -17.3 2.55 7.87 0.15
HD 37808 с Si 214.4, -20.3 5.31 6.52 0.03
HD 40146 с Si 210.1, -13.8 2.00 9.33 0.48
HD 40759 с CrEu 210.6, -13.1 2.32 8.54 0.14
HD 36982 d He-r 209.1, -19.4 2.44 8.46 0.94
HD 37041 d He-r 209.1, -19.4 2.11 6.39 0.62
HD37114 d B8p 209.1, -19.2 3.15 9.01 0.04
как ±500 Гс, поэтому в таблице 2 она отдельно не указывается. Для каждого полученного спектра мы приводим значение величины Б/Ы. Отметим, что уникальная магнитная звезда ИЭ 34736, магнитное поле которой было обнаружено нами в работе Бешепко е! а1. (2014), в таблице 2 не представлена. Для ИЭ 34736 нами было получено более 130 зе-
емановских спектров, и результаты их измерений будут опубликованы в отдельной статье.
Таким образом, за вычетом звезды HD 34736, мы измерили 140 пар зеемановских спектров для 27 химически пекулярных звезд подгрупп (с) и (d) ассоциации Orion ОВ1. Помимо этого были получены все необходимые калибровочные спектры, результаты измерений которых не включены
в таблицу 2. В наблюдениях звезд-стандартов, как и ранее, не выявлено никаких систематических инструментальных ошибок, превышающих ±50 Гс.
Таблица 2. Результаты измерений магнитного поля СР-звезд подгрупп (с), (ё) в ассоциации Орион ОВ1
Звезда JD(2450000+) S/N Be(z)±a, Гс Ве(г)±сг, Гс Be(h), Гс
HD 34889 6590.593 270 +30 ±150 +110 ±90 -
7762.338 320 -900 ±80 -520 ±100 -650
8006.529 170 +610 ±120 +290 ±110 +200
8061.347 170 +640 ±180 +450 ±110 +700
8125.467 140 -80 ±150 -200 ± 70 0
8805.342 190 -930 ±90 -720 ± 50 -900
HD 35901 6640.452 100 +540 ±220 +80 ± 70 -
7764.271 150 -470 ±200 -105 ±50 0
8061.393 170 -140 ±180 -40 ± 70 +800
8126.324 300 + 160 ±150 +140 ±50 -900
8151.300 250 -130 ±140 -95 ±60 -200
8831.387 210 + 170 ±200 +30 ±55 +700
HD 36540 5553.357 310 +1470 ±360 +425 ±140 -100
5873.558 220 -570 ±600 -180 ±135 -100
5962.404 150 -180 ±400 +40 ± 90 -
5963.415 200 -180 ±630 +225 ±110 -
HD 36559 7764.422 130 -4600 ±1500 -10 ±230 -5200
8448.507 160 -2600 ±2300 -60 ±130 -100
8514.266 150 -1500 ±1600 -300 ± 230 +700
HD 36629 5553.385 330 +90 ±60 +70 ± 100 -100
7825.235 160 0±60 -90 ±40 0
8551.290 210 -100 ±60 -70 ±60 -100
8758.431 150 -210 ±90 -180 ±70 -300
8759.472 190 —110 ± 70 -50 ±60 +200
8799.462 210 +20 ±90 +40 ± 70 0
HD 36697 7764.234 150 -1 ±53 13 ±27 0
7825.269 130 —56 ±42 -83 ±39 0
8006.567 110 — 15 ±46 -58 ±34 -100
8151.277 160 -42 ±34 -57 ±33 90
8153.271 180 -72 ±43 -58 ±24 -100
8178.297 180 -41 ±84 13 ±46 200
РОМАНЮК и др. Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD(2450000+) S/N Be(» ± CT, ГС Be(r)±a, Гс Be(h), Гс
8448.422 170 4 ±33 0 ± 51 0
8512.365 160 126 ±30 95 ±36 200
8801.437 180 15 ±55 37 ±15 -100
8802.392 180 50 ±60 5 ± 15 -100
HD 36899 6643.458 150 -6000 ±14 ООО +310 ±170 +20 000
8471.483 130 +7000 ±4000 +250 ±120 + 16 000
8504.365 110 -1050 ±1350 -190 ±120 -4000
8777.482 160 -6000 ±2800 -300 ± 230 -10 000
HD 36916 5554.348 330 -950 ±150 -660 ±220 -1100
5842.549 330 -570 ±220 -350 ±150 -500
5963.377 320 +70 ±310 -170 ±60 -
6590.506 350 -1040 ±280 -610 ±180 -1200
7289.604 240 + 190 ±460 -450 ± 270 +600
7290.545 400 +640 ±640 -380 ±140 -1300
HD 36918 6643.456 200 +1170 ±1090 +380 ±170 -
7762.243 300 +260 ±1200 -330 ±210 -
8009.518 130 +2500 ±550 -270 ±180 +1600
8009.540 180 -210 ±890 +40 ± 200 -1100
8777.527 220 -110 ±1020 -40 ±140 +400
8805.399 220 +1030 ±1170 +90 ±160 +1900
HD 36958 6645.435 330 -20 ±60 -30 ± 30 -
7764.331 280 -40 ±150 -80 ±170 -
8552.235 100 +430 ±610 — 140 ±110 -600
8579.188 230 + 150 ±160 -50 ±150 -100
8776.603 250 + 110 ± 90 -80 ±130 0
8777.606 220 -60 ±150 -110± 110 -200
8802.447 180 90 ±175 55 ±30 0
HD 36960 6639.513 300 +40 ± 50 -20 ± 60 -100
6645.449 300 -120 ±80 —10 ± 20 -
7762.495 180 -100 ±180 -170 ±70 +300
8448.487 600 —110 ±170 -70 ±80 +100
HD 36997 6643.350 200 -405 ±80 -220 ±40 -200
7764.427 140 -1560 ±90 — 1285 ± 35 -1600
8448.542 210 -1060 ±90 -745 ±40 -100
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЁД В АССОЦИАЦИИ ORION ОВ1. V. Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD(2450000+) S/N Be(z)±a, Гс Ве(г)±сг, Гс Be(h), Гс
8535.229 150 -350 ±140 -260 + 50 -1500
8758.476 190 +410 ±100 +155 + 50 600
8759.586 190 +1170 + 80 +965 + 35 1000
8778.488 200 +240 ± 70 +245 + 40 0
8801.474 200 +1200 + 70 + 1100 + 35 +1500
8802.467 200 -260 + 100 -255 + 35 -100
HD 37017 9096.576 - -148 + 1051 -686 + 102 -
9097.565 - -3344 + 1154 -1396 + 110 -
HD 37058 5582.301 230 -1250 + 70 -1100 + 70 -1000
5583.384 270 -1140 + 50 -1130 + 60 -900
5842.619 200 -120 + 40 -110 + 50 -600
5843.494 420 -440 + 40 -320 + 90 -2000
5873.587 230 -950 + 80 -800 ±60 -800
7289.594 200 +680 + 140 +370 ±70 +100
7290.558 250 +830 + 90 +620 ±50 +700
HD 37129 7761.310 180 +330 + 280 -130 + 130 -400
7823.164 250 -370 + 370 -50 + 120 -500
7829.234 110 +920 + 940 +200 + 120 +2600
8008.577 210 +350 + 670 +120 + 160 +800
8009.583 290 -210 + 560 +110 + 120 -300
HD 37151 5555.497 190 +70 ± 80 +30 + 120 0
7762.381 260 +340 + 1580 -500 + 190 +2000
8151.300 350 -90 + 210 0 + 60 + 100
8448.471 290 -250 + 90 -100 + 60 -100
8552.252 100 -1720 + 800 +90 + 100 +100
HD 37210 7764.305 200 +350 + 60 +270 ±50 +200
7825.297 280 -80 + 90 -80 ± 70 -
8153.300 150 -270 + 70 -150 + 90 -100
8448.459 200 +370 + 80 +340 ±100 +500
HD 37470 7740.547 200 +360 + 200 -40 ±220 +500
8126.395 250 +320 + 220 -70 + 140 -
8471.453 200 + 170 + 120 +60 + 90 +500
8504.327 210 -390 + 190 -110 + 170 +300
HD 37642 2624.416 200 +2140 + 890 - -
РОМАНЮК и др. Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD(2450000+) S/N Be(» ± CT, ГС Be(r)±a, Гс Be(h), Гс
2625.436 200 +4640 ±1250 - -
2626.393 200 +2630 + 2300 - -
5582.319 220 +1780 + 690 +2110 + 310 +5300
5583.368 260 +1940 + 560 +960 ±220 +300
5873.650 220 +1520 + 730 + 1730 + 340 +4100
6590.522 330 -7970 + 1160 -1680 + 190 -
8580.194 250 -900 + 1200 -50 + 140 -5000
8581.188 160 -490 + 670 +230 + 180 -9000
8805.435 280 +3980 + 600 +890 + 1900 +3900
HD 37687 5555.506 200 +580 + 40 +490 ±40 +400
5843.558 200 +560 + 40 +540 ±50 0
5963.374 360 +630 + 30 +580 ±20 -
6177.613 200 +500 + 30 +480 + 10 -
HD 37807 6645.354 300 + 130 + 90 -30 ± 20 -
7823.218 200 -400 + 200 -220 + 60 -400
7829.207 160 +60 + 230 +40 ± 80 +400
8116.473 110 -480 + 250 -170 + 70 -100
8471.425 150 +30 + 110 -50 ± 80 -100
HD 37808 7762.281 230 +900 + 140 +300 + 150 +700
7825.190 150 +900 + 220 +610 + 110 +1000
8006.590 250 +1200 + 140 +820 + 120 +1000
8007.589 200 +720 + 210 +650 + 100 +700
8126.275 240 +970 + 140 +840 ±80 +1200
HD 40146 8126.224 300 -440 + 80 -460 ±60 -400
8802.565 150 -650 + 120 -380 ±70 -500
8805.488 200 +650 + 150 +260 + 40 0
HD 40759 2917.580 - +1970 + 320 - -
2918.545 - +2050 + 250 - -
3363.434 - +1950 + 120 - -
6233.414 130 +1450 + 40 +970 + 110 +700
8551.320 220 +2370 + 90 +2170 + 50 +1600
8579.259 90 +570 + 150 +210 + 70 +1800
8758.563 250 +1480 + 90 + 1210 + 80 +1200
8759.538 220 +1820 + 70 + 1450 + 50 +1300
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда JD(2450000+) S/N Be(z)±a, Гс Be(r)±a, Гс Be(h), Гс
8778.510 200 +500 ±90 +210 + 60 -200
8799.500 150 +1870 + 90 + 1620 + 60 +1200
8801.501 250 +1330 + 100 +870 ±50 +400
8802.426 220 +1290 + 90 +940 ±70 +1800
8805.525 200 +530 + 90 +260 ±60 -400
8805.620 200 +710 + 100 +360 + 40 0
HD 36982 5554.359 200 +220 + 180 +170 + 330 +300
9096.565 - -460 + 1000 -50 + 60 -
9097.584 - -320 + 390 + 10 + 70 -
9099.548 - +1100 + 940 -10 + 50 -
HD 37041 6643.431 - -977 + 850 +90 ±280 -
9096.582 - -650 + 460 -100 + 70 -
9211.272 - +1270 + 730 -141 + 60 -
9213.393 - +310 + 540 -90 + 50 -
HD 37114 6643.503 - +5500 + 4000 -180 + 120 -
9097.546 - +4927 + 3808 -450 + 130 -
9211.302 - +660 + 1900 +110 + 100 -
9213.423 - +360 + 1820 +20 + 90 -
3.3. Комментарии к отдельным звездам
Комментарии к отдельным звездам представлены по той же схеме, что и в работах Ношапуик е1 а1. (2019; 2021). Звезды (24 — из подгруппы (с) и 3 — из подгруппы (^)) в общем списке перечислены в порядке возрастания номеров по каталогу ИЭ. Общие сведения обо всех 27 объектах имеются в работе Ношапуик е1 а1. (2013), но за прошедшие 8 лет с момента ее публикации появилось много новой информации, которая учтена в этой работе. Из-за трудностей с определением периодов вращения звезд, мы не имеем возможности построить фазовые кривые продольного поля Ве. По этой причине в качестве количественной характеристики магнитного поля звезды, мы используем средне-квадратическое поле (Ве) (1), (2), а величину х2/п (3) — в качестве критерия достоверности. Подробное объяснение этих характеристик дано в работе Ношапуик е1 а1. (2021). Как и в работе Ношапуик е1 а1. (2021) будем считать звезду магнитной, если величина х2/п > 5.
1/2
i= 1
(1)
О,-
i= 1
1/2
(2)
2 1 1 ( B
xln = ~rX i= 1
Oi
(3)
3.3.1. HD 34736 = HIP 24828 = Renson 8860 = Brown 032c
Уникальная звезда, поле которой было найдено нами в обзоре звезд ассоциации (Semenko et al. 2014). Кривая изменений продольного поля Be с фазой периода вращения имеет сложную форму с двойной волной. Период вращения P = 1.28 суток. HD 34736 — двойная система типа SB2 с быстровращающимся немагнитным вторым компонентом. Орбитальный период системы составляет
2
2
около 80 суток. За все время наблюдений звезды мы получили более 130 зеемановских спектров с удовлетворительным покрытием фаз орбитального периода.
Продольный компонент магнитного поля первичного компонента HD 34736 меняется от —5 кГс до +5 кГс. Среднеквадратическое поле (Be) мы оцениваем как 4700 ± 350 Гс. Продольное поле звезды, определенное методом регрессии (Bagnulo et al. 2002) имеет меньшую величину, чем найденное классическим методом по центру тяжести поляризованных компонент (Babcock 1958), что является типичным случаем. На рис. 1 изображена кривая Be для HD 34736, полученная из наших измерений.
Результаты полного исследования звезды будут опубликованы отдельно.
3.3.2. HD 34889 = HIP 24936 = Renson 8920 = Brown 047c
Звезда спектрального класса B9 с усиленными линиями кремния. HD 34889 упоминается в списке объектов типа Ае/Ве Хербига близких ассоциаций (Hernandez et al. 2005). Там же приведена величина полного поглощения Ay = 0m01. В целом же можно констатировать, что звезда изучена слабо.
Oelkers et al. (2018) нашли период переменности звезды P = 3d61781 сут. Изучение фотометрии, полученной TESS, свидетельствует, что этот период близок к правильному (рис. 2).
Магнитное поле HD 34889 нами найдено впервые. Поле обнаруживается надежно, но наши шесть измерений получены в близкие фазы и на фазовую кривую, построенную с периодом TESS, ложатся с большим рассеянием (рис. 3). Судя по приведенным на рисунке кривым, продольный компонент магнитного поля не превышает 2—3 кГс. Мы нашли среднеквадратичные значения продольного поля (Be) как для измерений классическим методом Бэбкока Babcock (1958), так и методом регрессии Bagnulo et al. (2002):
• (Be(z)) = 642 ± 134 Гс, x2/n = 47.0;
• (Be(r)) = 433 ± 91 Гс, x2/n = 50.5.
Наши измерения спектров с ОСЗП дают величину лучевой скорости VR = +21 км с-1. Литературных сведений о возможной двойственности и вообще об измеренной лучевой скорости звезды нет. HD 34889 характеризуется медленным вращением. Мы определили, что ve sin i не превышает 20 км с-1, что является пределом, обусловленным инструментальным профилем спектрографа. В работе Tetzlaff et al. (2011) приведены масса M = 2.2 MQ и возраст t = 6.8 млн лет. Мы нашли следующие фундаментальные параметры звезды: Teff = 13 000 K, log g = 4.1.
3.3.3. HD 35901 = HIP 25536 = Renson 9255 =
Brown 091c
Звезда спектрального класса B9p с аномальным содержанием кремния. Линии в спектре умеренно широкие и достаточно многочисленны. Параллаксы миссий HIPPARCOS (п = 2.95 mas) и GAIA (п = 1.20 mas) противоречат друг другу. Мы считаем, что новое значение является ошибочным. Судя по спектральным параметрам (Romanyuk et al. 2013) и поглощению Ay = 0m 16, параллакс HIPPARCOS выглядит более приемлемым. В таком случае звезда находится внутри ассоциации.
Oelkers et al. (2018) для периода вращения дают значение 0"?745351. Изучение данных фотометрии TESS говорит, что это значение является ошибочным. Очищенные от трендов данные дают существенно большее значение: P = 2d 949 (рис.4).
Среднеквадратические значения (Be), найденные нами следующие:
• (Be(z)) = 317 ± 184 Гс, x2/n = 2.5
• (Be(r)) = 90 ± 60 Гс, x2/n = 2.8
Следуя утвержденным критериям, магнитное поле в шести наблюдениях найти не удалось.
Звезда HD 35901 изучена недостаточно. В частности, в литературе нет сведений о двойственности. В базе SIMBAD сведений о лучевых скоростях нет. В наших наблюдениях на протяжении шести лет лучевая скорость звезды незначительно менялась около VR = +30 км с-1. Мы нашли следующие фундаментальные параметры звезды: ve sin i = 65 км с-1, Teff = 11000 K, logg = 3.7.
3.3.4. HD 36540 = HIP25954 = Renson 9480 =
Brown 106c = Parenago 867
В области Туманности Ориона на близком угловом расстоянии в несколько минут расположены три химически пекулярные звезды: HD 36540, HD 36559 и HD 36629. Визуально звезды находятся практически на луче зрения, но расстояния до каждой из них существенно различаются. Этот факт дает возможность исследовать некоторые свойства туманности, в которую они погружены. Рассмотрим каждую из трех звезд подробнее, начиная с HD 36540. В работе Bagnulo et al. (2006) она включена в каталог звезд, входящих в Большую туманность Ориона. Основные параметры этой звезды следующие: ve sin i = 75 км с-1 (Romanyuk et al. 2017b), P = 2d 1729 (рис. 5), спектральный класс — B7 с аномалиями типа He-weak.
В работе Romanyuk et al. (2017b) детально описаны наши измерения магнитного поля и
6000
4000
2000
CD
0
bg
((
-2000
-4000
-6000
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2
Phase
1.4
Рис. 1. Кривая переменности продольного магнитного поля ИЭ 34736 по наблюдениям на БТА.
HD34889, JD = 2458461.0040 + 3.63140 E
0.0
0.2
0.4
0.6 0.8 Phase
1.0
1.2
1.4
Рис. 2. Кривая блеска звезды ИЭ 34889 по наблюдениям ТЕББ, свернутый с периодом Р = 3.6314 сут.
история исследования звезды. Магнитное поле HD 36540 впервые нашел Borra (1981). По его данным пределы изменения продольного магнитного поля: от -400 до +1030 Гс. Звезда находится в области туманности с большой межзвездной поляризацией Pol = 1.640%, а также с большим межзвездным поглощением Ay = 0m59. Звезда явно молодая, т.к. приведена в списке звезд Ае/Ве Хербига близких OR ассоциаций. Параллакс GAIA п = 2.39 mas дает расстояние 420 пк.
Магнитное поле HD 36540 в наших наблюдениях не обнаруживается. Величина x2/n оказывается меньше 5 независимо от метода:
• (Be(z)) = 799 ± 512 Гс, x2/n = 4.5;
• (Be(r)) = 258 ± 120 Гс, x2/n = 3.8.
Однако, если включить дополнительную точку, полученную на VLT (+277 ± 56 Гс), и учесть
ранние наблюдения Borra (1981), то получаем (Be) = 370 ± 170 Гс и x2/n = 7.5. По нашим критериям — это магнитная звезда со слабым полем. На рис. 6 показаны кривые переменности продольного поля, построенные с периодом P = 2.17296 сут. по нашим данным.
В статье Romanyuk et al. (2021) мы уже отмечали, что для сравнения одной выборки горячих магнитных СР-звезд с другой, также содержащей горячие звезды, предпочтительнее использовать результаты измерений поля, полученные методом регрессии, из-за низкой точности измерений классической методики Бэбкока, особенно если звезды являются быстрыми ротаторами. В настоящей статье мы следует тому же принципу и, как результат, мы считаем, что наличие магнитного поля у звезды под вопросом.
Лучевая скорость HD 36540 в полученных нами спектрах переменная с пределами изменения от +14 до +35 км с-1. Изменения лучевой скорости
2000 1500 1000
О
g 500 0
-500
-1000 2500
2000
1500
О
1000
ад
in
of 500 0
-500
3000 2000
о
1? 1000
1000
- / \ + / -
■ \ + \
s + .
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Phase
Рис. 3. Кривые продольного магнитного поля звезды HD 34889, измеренного тремя методами.
вместе со спектральной переменностью могут быть вызваны в том числе и двойственностью звезды. В базе Б1МВАО ИЭ 36540 обозначена, как двойная или кратная звезда. Присутствие слабого спутника на расстоянии около 2'' подтверждает спекл-интерферометрия на БТА (Rastegaev е1 а1. 2014).
3.3.5. ИВ 36559 = ВЭ -04° 1163 = Renson 9500 = Вгошп 110с = Paгenago 908
Эта звезда находится всего в 4'.'8 от ИЭ 36540, что соответствует 0.56 пк в картинной плоскости на расстоянии 400 пк. Однако эта двойственность кажущаяся. Согласно параллаксу СА1А, расстояние до ИЭ 36559 составляет 330 пк, что почти на 100 пк ближе, чем до ИЭ 36540. Эта оценка находится в хорошем согласии с тем, что у более близкой звезды поглощение на порядок, а межзвездная
поляризация (Pol = 0.280%) в шесть раз меньше, чем у HD 36540.
Попытки найти магнитное поле звезды с помощью FORS1 завершились безрезультатно (Bagnulo et al. 2015). В наших наблюдениях разброс данных при измерениях классическим методом Бэбкока настолько большой, что их нельзя использовать для анализа (см. таблицу 2), а по результатам измерений, полученным методом регрессии, звезда явно немагнитная.
Результирующие значения среднеквадратиче-ского поля (Be):
• (Be(z)) = 3160 ± 1830 Гс, x2/n = 4.0;
• (Be(r)) = 180 ± 200 Гс, x2/n = 0.7.
Мы нашли следующие физические параметры: Teff = 11200 К, log д = 4.0, Ve sin i = 140 км с-1. Спектральный класс B9p, приведенный в базе SIMBAD, согласуется с найденной нами эффективной температурой. В спектре звезды видны сильные линии 4481 A и 4924 A и несколько слабых широких линий, включая линии гелия 4471A и 4713 A. Явных признаков зеемановских сигнатур в профилях не видно.
3.3.6. HD 36629 = HIP 26000 = Renson 9550 = Brown 114c
Звезда спектрального класса B3 в аномалиями He-wk находится на расстоянии 480 пк в туманности Ориона (Parenago 1044). Это наиболее удаленная из трех визуально близко расположенных звезд (две другие — вышеупомянутые HD 36540 и HD 36559). Сильная межзвездная (или околозвездная) линейная поляризация в направлении на звезду достигает Pol = 1.843%. Межзвездное поглощение Ay = 0m69 также сильнее, чем у двух соседних в картинной плоскости звезд. Таким образом, все указывает на то, что HD 36629 расположена дальше них. В работе Oelkers et al. (2018) был найден период вращения P = 15"?9821, что согласуется с наличием очень узких линий в спектре. Результаты фотометрии снимков TESS доступны в архиве проекта Cluster Difference Imaging Photometric Survey (CDIPS, Bouma et al. (2019)). Фотометрическая переменность звезды выглядит сложно, со множеством возможных частот, ни одна из которых не является доминирующей.
В каталоге Didelon (1983) приведены пределы изменения магнитного поля HD 36629 от -1300 до +1100 Гс, но более поздние наблюдения это опровергают. Наши шесть измерений с высокой точностью показали отсутствие магнитного поля у объекта:
0
-0.010 F-r
-0.005
% 0.000 S
J 0.005 -0.010 -
0.015 -
0.0
0.2
0.4
0.6 0.8 Phase
1.0
1.2
1.4
Рис. 4. Кривая блеска звезды ИЭ 35901 по наблюдениям ТБББ, свернутый с периодом Р = 2.949 сут.
HD36540, JD = 2458469.8659 + 2.17296 E
-0.02
-0.01
м a
0.00
0.01
0.0
0.2
0.4
0.6 0.8 Phase
1.0
1.2
1.4
Рис. 5. Кривая блеска звезды ИЭ 36540 по наблюдениям ТБББ, свернутый с периодом Р = 2.17296 сут.
(Be(z)) = 110 ± 72 Гс, х2/п = 2.1;
(Be(r)) =94 ± 69 Гс, х2/п = 2.4.
Наблюдения на FORS1 VLT также не показали наличия магнитного поля у звезды (Bagnulo et al. 2015). Интересно отметить, что все три рядом видимые в картинной плоскости звезды не имеют значимого магнитного поля.
Лучевая скорость VR = +40 км с-1, измеренная по нашим спектрам, примерно совпадает с приведенным в базе SIMBAD значением VR = +37.9 км с-1. В спектре линии очень узкие — их уширение соответствует ve sin i = 5 км с-1 (Glebocki and Gnaciriski 2005). В качестве фундаментальных параметров мы нашли: Tff = 18 000 K и logg = 3.8. Видим, что три отмеченные звезды имеют разные эффективные температуры и скорости вращения.
В базе SIMBAD HD 36629 обозначена, как молодой звездный объект. На наш взгляд, HD 36629
вероятно относится к классу молодых медленно пульсирующих B-звезд (SPB) и является близнецом HD 50230 (Wu and Li 2019).
3.3.7. HD 36899 = BD -05° 1304 = Renson 9690 = Brown 132c = Parenago 1562
Этот молодой звездный объект находится на расстоянии 400 пк и ранее на предмет поиска магнитного поля не изучался. Согласно каталогу переменных звезд в рассеянных скоплениях (Zejda et al. 2012), HD 36899 входит в скопление NGC 1977, которое является частью Туманности Ориона (Parenago 1954).
В направлении на звезду наблюдается сильная поляризация Pol = 0.890% (Heiles 2000), но слабое межзвездное поглощение Ay = 0m03 говорит в пользу того, что поляризация имеет околозвездный характер. HD 36899 входит в разные каталоги звезд в области Ориона с эмиссией в На (Wiramihardja et al. 1989). Нельзя исключать, что HD 36899 — это звезда Ae/Be Хербига.
Phase
Рис. 6. Кривые продольного магнитного поля звезды
HD 36540, измеренного по методу Бэбкока и регрессии.
В линии Не имеются признаки поляризации, которые, если их интерпретировать как эффект Зеемана, могут свидетельствовать о наличии поля в несколько кГс, однако сколько-нибудь значимого магнитного поля нам найти не удалось. Всего три широкие линии в спектре делают измерения поля невозможными.
• <Be(z)) = 5520 ± 7440 Гс, x2/n = 2.1;
• <Be(r)) = 267 ± 164 Гс, x2/n = 3.0.
Heinze et al. (2018) обнаружили переменность с периодом 17.184 суток, который в предположении, что это период вращения, несовместим с быстрым вращением звезды. Не удается выделить определенное значение периода и в высокоточной фотометрии CDIPS/TESS. Если переменность с 17-дневным периодом подтвердится, это может являться орбитальным периодом в двойной системе. Указанием на это является переменная лучевая скорость звезды. В наших измерениях VR меняется в переделах от +20 до +32 км с-1.
В спектрах звезды были найдены усиленные линии стронция, однако спектры в нашем рабочем диапазоне крайне бедны линиями вследствие высокой скорости вращения. Наши измерения дают для HD36899 значение ve sin i = 250 км с-1. В качестве оценок фундаментальных параметров мы нашли Teff = 10 400 K и log g = 4.0.
HD36916, JD = 2458487.5530 + 1.56547 E
Рис. 7. Кривая блеска звезды HD 36916, полученная TESS.
3.3.8. HD36916 = HIP26182 = Renson 9700 = Brown 133c = Parenago 1628
В базе SIMBAD звезда HD 36916 (V1045 0ri) отмечена как переменная типа a2 CVn. Химически пекулярная звезда характеризуется ослабленными линиями гелия и усиленными линиями кремния. Период, найденный нами по фотометрии TESS Ptess, равен Г?5655 сут. (рис. 7).
Мы получили шесть измерений продольного поля, результаты опубликованы в статье Romanyuk et al. (2017b). Мы подтверждаем прежние результаты, полученные в работах Romanyuk et al. (2017a; 2018). Согласно каталогу переменных звезд в рассеянных скоплениях (Zejda et al. 2012) она является членом скопления NGC 1981, входящего в ассоциацию Орион 0B1. Средне-квадратическое магнитное поле, полученное двумя методами представлены ниже:
• (Be(z)) = 692 ± 347 Гс, x2/n = 11.1 (Babcock 1958);
• (Be(r)) = 461 ± 181 Гс, x2/n = 7.2 (Bagnulo et al. 2002).
Parenago (1954) поместил звезду в список объектов Туманности Ориона. Однако параллакс GAIA (п = 3.87 mas) указывает на расстояние 258 пк. Звезда находится ближе к нам, чем Туманность Ориона. Полное поглощение слабо: = 01, поляризация Pol = 0.27%.
Мы нашли физические параметры звезды: Teff = 14 500 K, log g = 4.1, ve sin i = 55 км с-1. Лучевая скорость переменная: VR меняется от +12 до +25 км с-1.
3.3.9. HD36918 = BD-06° 1231 = Renson 9710 = Brown 134c = Parenago 1632
Эта He-wk звезда является главным компонентом тройной системы BDS 2830A и включена в список объектов Туманности Ориона (Parenago 1954). Согласно каталогу Zejda et al. (2012) является членом скопления NGC 1976 в Орионе.
Из таблицы 1 видно, что расстояние до объекта 405 пк. Компонент B находится на угловом расстоянии 28''от A, компонент C — 97''В работе Romanyuk et al. (2013) мы отметили, что HD 36918 находится близко от пекулярной звезды с усиленными линиями кремния HD 36960. Угловое расстояние 2.'4 На расстоянии 400 пк это соответствует расстоянию 0.4 пк в картинной плоскости. Однако это всего лишь оптическая иллюзия. Так как по параллаксам GAIA расстояние до HD 36960 составляет 495 пк, реальное расстояние между звездами равно 90 пк.
Мы нашли следующие значения среднеквадра-тического магнитного поля HD 36918:
• (Be(z)) = 1224 ± 1009 Гс, x2/n = 3.9;
• (Be(r)) = 234 ± 167 Гс, x2/n = 1.7.
Таким образом, звезда явно немагнитная, что также подтверждает результаты работы Bagnulo et al. (2015).
В базе SIMBAD приведена лучевая скорость звезды Vr = +40.8 км с-1. В наших наблюдениях лучевая скорость звезды была слабо переменной со средним значением +25 км с-1. Мы нашли следующие фундаментальные параметры HD 36918: Ve sin i = 75 км с-1, Teff = 14 500 K, log g = 4.0.
3.3.10. HD 36958 = BD -04° 1179A = Renson 9750 = Brown 139c = Parenago 1708
Звезда спектрального класса B3 He-wk находится в Туманности Ориона на расстоянии d = 411 пк (п = 2.43 mas). Полное поглощение в направлении на звезду составляет Ay = 0m28. Наблюдается также сильная, видимо околозвездная, поляризация величиной Pol = 0.935%.
Измерения магнитного поля можно провести с достаточно высокой точностью, однако в наших шести наблюдениях оно не было обнаружено. Измерения двумя методами надежно показали его отсутствие в пределах ошибок измерений:
• (Be(z)) = 181 ± 263 Гс, x2/n = 0.5;
• (Be(r)) = 86 ± 115 Гс, x2/n = 1.1.
Измеренная нами лучевая скорость переменна (от VR = +33 км с-1 до VR = +46 км с-1) и существенно отличается от данных, представленных в базе SIMBAD: VR = +23 км с-1, что указывает на двойственность. В каталоге спектрально-двойных звезд в Туманности Ориона (Kounkel et al. 2016), лучевая скорость звезды также переменная. В работе Oelkers et al. (2018) приведен период
P = 371133, что в принципе согласуется с небольшим вращательным уширением линий. Однако, кривая блеска CDIPS/TESS содержит несколько частот, одна из которых — 0.71 сут. — указывает на возможные пульсации типа SPB.
В полученных нами спектрах видны очень сильные линии гелия 4471 A и 4713 A, а также железа 4924 AA. Линия магния 4481 A слабая. В целом, линии очень узкие и немногочисленны. На наш взгляд классификация звезды как He-wk не очень надежна и возможно, что содержание гелия нормальное. Звезда спектрально-двойная. По спектрам мы наши следующие фундаментальные параметры: Tff = 19 000 K, log g = 4.3.
3.3.11. HD 36960 = HIP26199 = Renson 9780 = Brown 141c = Parenago 1728
Эта яркая ( V = 4Y175) звезда спектрального класса B0p c усиленными линиями кремния является главным компонентом кратной системы ADS4182A и относится к Туманности Ориона (Parenago 1954). Параллакс GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018) n = 2.02 mas дает расстояние до звезды d = 495 пк. Поляризация в направлении на звезду составляет Pol = 0.11%. Линия Ha в эмиссии (Parsamian and Chavira 1982).
В четырех наблюдениях поле HD 36960 на БТА нам обнаружить не удалось:
• <Be(z)) =98 ± 135 Гс, x2/n = 0.9;
• <Be(r)) =93 ± 63 Гс, x2/n = 1.1.
По нашим данным, лучевая скорость на протяжении четырех лет практически не менялась и составляла в среднем Vr = +27 км с-1, что совпадает с приведенной в базе SIMBAD. Анализ спектров дает следующие физические параметры: Ve sin i = 45 км с-1, Teff = 21000 K, log g = 3.4.
3.3.12. HD36982 = BD-05° 1313 =Renson9800 = Brown 003d = Parenago 1772
HD 36982 — одна из трех СР-звезд, принадлежащих подгруппе (d) ассоциации согласно Romanyuk et al. (2013). Звезда классифицирована как B2 с усиленными линиями гелия (Renson and Manfroid 2009). Сильное поглощение AV = 0m94 и поляризация Pol = 1.007% доказывают, что она находится в глубине Туманности Ориона. В каталоге переменных звезд рассеянных скоплений (Zejda et al. 2012) представлена как член скопления NGC 1976.
Используя данные из архива FORS1 (Bagnulo et al. 2006) и результаты собственных измерений, мы приходим к выводу, что звезда немагнитная:
HD36997, JD = 2458484.2378 + 5.99686 E
HD36997, JD = 2458473.6670 + 1.45706 E
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Phase
Рис. 8. Кривая блеска главного компонента системы HD 36997 по данным TESS.
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Phase
Рис. 9. Кривая блеска вторичного компонента системы HD 36997 по данным TESS.
0.02
-0.010
-0.005
• (Be(z)) = 624 ± 732 Гс, x2/n = 0.6;
• (Be(r)) = 104 ± 75 Гс, x2/n = 1.1.
Однако Kholtygin et al. (2020) считают звезду слабо магнитной звездой типа Ае/Ве Хер-бига. Собрав все литературные данные они находят, что среднеквадратическое магнитное поле (Be) = 222 ± 65 Гс и x2/n = 7.9 (Kholtygin et al. 2020). По мнению авторов, звезда относится к классу Ае/Ве Хербига но не исключают, что она является уже звездой ГП, сохранившей признаки Ae/Be Хербига. Поэтому мы не исключаем, что слабое поле ниже предела нашего обнаружения у звезды все же может быть. Однако, исходя из наших критериев, для однородности анализа будем считать звезду немагнитной.
Фундаментальные параметры звезды, найденные нами, следующие: Teff = 20 000 K, log д = 4.0, ve sin i = 80 км с-1, лучевая скорость постоянна в пределах ошибок VR = +27 км с-1.
3.3.13. HD 36997 = HIP26216 = Renson 9810 = Brown 146c
Пекулярная звезда спектрального класса B9 SiSr внесена в каталог звезд Ае/Ве Хербига в близких ОВ-ассоциациях (Hernandez et al. 2005). Согласно параллаксу GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018) расстояние до объекта 476 пк.
В работе Bernhard et al. (2015) приведен период вращения звезды P = 6е?0072. Однако анализ фотометрии TESS приводит нас к выводу, что мы наблюдаем два периодических сигнала с близкими амплитудами, но разными периодами: P1 = 5е?9969 и P2 = 1"?457 рис. 8, 9. Отметим, что форма обеих кривых блеска является типичной для CP-звезд.
Спектрополяриметрия HD 36997 на БТА показывает, что мы нашли новую магнитную звезду. Наши измерения (Be) дают следующие результаты:
• (Be(z)) = 879 ± 93 Гс, x2/п = 112.7;
о
ад
1000 500 0
<4 -500 -1000
500
-500
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 Phase
Рис. 10. Кривые продольного магнитного поля звезды ИЭ 36997, измеренного по методу Бэбкока и регрессии, фазированные с периодом 5.94 сут.
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4 Phase
Рис. 11. Кривая продольного магнитного поля звезды HD 36997, измеренного по крыльям линии водорода, фазированная с периодом 6.0072 сут.
1000
1.0 1.2
1.4
0
МАГНИТНЫЕ ПОЛЯ СР-ЗВЕД В АССОЦИАЦИИ ORION ОВ1. V.
HD37017, JD = 2458470.2474 + 0.90118 E
0.6 0.8 Phase
Рис. 12. Кривая блеска звезды HD 37017 по наблюдениям TESS.
• {Be(r)) = 716 i 40 Гс, x2/n = 400.0.
Наши измерения магнитного поля подтверждают, что шестидневный период Bernhard et al. (2015) ближе всего к истинному, но рассеяние точек, полученных методами Бэбкока и регрессии получается наименьшим в предположении о P = 5.94 сут. Причины расхождений нам не до конца понятны, но вероятными объяснениями нам кажутся: 1) более сложная форма кривой магнитного поля (ср. с кривой блеска звезды на рис. 8), и 2) влияние линий второго компонента, не выделяемых за счет малой разницы лучевых скоростей.
По спектру в линии Н^ видно, что звезда двойная SB2. Лучевая скорость звезды на протяжении шести лет менялась от +26 км с-1 до +40 км с-1. Один спутник V = 10m3 находится на расстоянии p = 0'.'1. В качестве основных физических параметров в предположении, что в спектре доминируют линии только одной звезды, мы оценили следующие параметры: Teff = 12 000 K, log g = 3.8, ve sin i = 30 км с-1.
3.3.14. HD 37017 = HIP 26233 = Renson 9820 = Brown 152с = Parenago 1933
Эта хорошо изученная магнитная химически пекулярная звезда находится в Туманности Ориона (Parenago 1954). В направлении на звезду наблюдается значимая поляризация Pol = 0.25%, а полное поглощение Ay составляет 0m49. HD 37017 с эмиссией в линии Ha (Parsamian and Chavira 1982) включена в список звезд Ae/Be Хербига в близких ассоциациях (Hernandez et al. 2005).
Tetzlaff et al. (2011) оценивают возраст звезды t = 5.4 млн. лет. Кривая блеска TESS имеет сложную форму и меняется с периодом P = 0d901178 рис. 12.
Магнитное поле звезды открыли Borra and Landstreet (1979). Наблюдения были продолжены Bohlender et al. (1987) с водородным магнитометром как в линии He, так и в линии гелия 5876 AA. Мы с анализатором круговой поляризации получили
только два спектра. Линии в спектре очень широкие, так что измерения поля затруднены. По этой причине мы решили воспользоваться опубликованными данными из работы Bohlender et al. (1987), в которой представлена хорошо прописанная с фазой периода вращения кривая продольного поля Be, которая описывается синусоидой. Для расчета (Be) мы взяли только данные измерений по водороду:
{Be(h)) = 1460 i 279 Гс, x2/n = 33.6.
HD 37017 является спектрально-двойной звездой. В VIZIER приводится лучевая скорость VR = +29.0 км с-1, что абсолютно совпадает с нашими измерениями. Вид звездных спектров соответствует параметрам ve sin i = 100 км с-1, Teff = 20 000 K.
3.3.15. HD 37041 = HIP26235 = Renson 9830 = Brown 007d = Parenago 1993
Горячая звезда спектрального класса B0 с усиленными линиями гелия является членом известной кратной системы в Трапеции Ориона ADS 4188 A. Детальные сведения об этой звезде приведены в монографии Vitrichenko (2004). В направлении на HD 37041 наблюдается большое поглощение = 0m62 и большая поляризация Pol = 0.792%.
По четырем наблюдениям величина (Be(z)) получается следующей:
{Be(z)) = 877 i 664 Гс, x2/n = 1.7;
{Be(r)) = 107 i 148 Гс, x2/n = 2.6.
Таким образом, мы не нашли видимых причин считать звезду HD 37041 магнитной.
Tetzlaff et al. (2011) оценили массу звезды (M = 17 M®) и ее возраст (t = 0.2 млн. лет). Анализ полученного материала позволил нам оценить скорость вращения и эффективную температуру звезды следующим образом: ve sin i = 120 км с-1, Teff = 22 000 K. Лучевая скорость звезды переменная. Спектр звезды характеризуется эмиссией в линии He.
0.0
0.2
0.4
1.0
1.2
1.4
5 10 1Б
BJD, 2459174+
Рис. 13. Фотометрическая кривая блеска звезды HD 37058 по наблюдениям TESS.
3.3.16. HD 37058 = BD - 04° 1187 = Renson 9850 = Brown 160с = Parenago 2082
Эта горячая магнитная пекулярная звезда типа He-wk находится в Большой туманности Ориона (Parenago 1954). Расстояние до объекта по данным миссии GAIA (Gaia Collaboration et al. 2018) составляет 460 пк. Полное поглощение в направлении на звезду составляет Ay = 0m 15, поляризация — Pol = 0.540%.
Результаты наших наблюдений магнитного поля и их детального анализа были опубликованы в статье Romanyuk et al. (2017b). В ней мы приводим в том числе и ссылки на исследования предыдущих авторов. Результаты всех измерений продольного поля хорошо описываются периодом вращения P = 14е?612. Кривая блеска фотометрии TESS на первый взгляд неплохо согласуется с этим значением периода, однако ее вид намного более сложный (рис. 13), что может быть вызвано как вкладом других, невидимых компонентов, так и присутствием пятен или околозвездных структур вроде магнитосферы.
Кривая Be при этом получается близкой к синусоиде. Среднеквадратическое магнитное поле для разных методов приблизительно одинаково, что свидетельствует о высокой надежности полученных данных:
(Be(z)) = 864 ± 77 Гс, х2/п = 186.8;
(Be(r)) = 775 ± 75 Гс, х2/п = 186.5.
На протяжении пяти лет наблюдений наши измерения лучевой скорости мало менялись относительно значения +28 км с-1. Измеренная проекция скорости вращения ограничена инструментальными свойствами спектрографа: ve sin i око-
ло 25 км с 1. Мы оценили следующие параметры: Teff = 16 000 K, logg = 3.8.
3.3.17. HD37114 = Renson 9880 = Brown 01 ld = Parenago 2284
Третья химически пекулярная звезда из подгруппы (d). Основные сведения о HD 37114 содержатся в нашей статье Romanyuk et al. (2013). Исходя из значения параллакса GAIA п = 3.15 mas для HD 37114, есть основания считать, что расстояние до звезды может быть короче, чем до переднего фронта Туманности Ориона. В таком случае HD 37114 просто проецируется на туманность. HD 37114 также включена в каталог Bernhard et al. (2015) в качестве члена рассеянного скопления NGC 1976. Тип пекулярности HD 37114 точно не определен.
В данных фотометрии, полученных TESS и доступных в архиве проекта CDIPS, наблюдаются два периода: 28.2 и 0.1474 сут. Если происхождение более длинного периода может быть связано с инструментальными трендами наблюдений, то короткий период однозначно указывает на пульсации. Таким образом, рассматриваемая звезда может относиться к классу пульсирующих переменных.
В наших наблюдениях магнитное поле не обнаружено. В спектре звезды наблюдается несколько широких линий сложной формы, что делает невозможными точные измерения. Среднеквадратиче-ские значения продольного магнитного поля для разных методов следующие:
• (Be(z)) = 3711 ± 3060 Гс, х2/п = 0.9;
• (Be(r)) = 248 ± 111 Гс, х2/п = 3.9.
В работе Tetzlaff et al. (2011) авторы приводят массу звезды M = 3 M© и возраст t = 6.65 млн лет. Обе оценки противоречат оценкам возраста подгруппы (d) — менее 1 млн лет, и таким образом косвенно подтверждают, что звезда не является частью туманности. Мы нашли следующие значения параметров ve sin i = 120 км с-1, Teff = 13 000 К, и log g = 4.6. Лучевая скорость звезды с учетом низкой точности измерений равна +25 км с-1, может быть переменной.
3.3.18. HD 37129 = BD-04o 1190 = Renson 9890 = Brown 167c = Parenago 2314
HD 37129 классифицирована, как пекулярная звезда спектрального класса B3 с ослабленными линиями гелия. Расстояние до звезды составляет 435 пк, и она является частью Туманности Ориона (Parenago 1954). В направлении на HD 37129 наблюдается умеренная линейная поляризация Pol = 0.320%. Полное поглощение
= 0m 12 также умеренное. В каталоге Zejda et al. (2012) звезда отнесена к рассеянному скоплению NGC 1981.
0.02
0.01
J.00
0.01
0.02
20
25
В фотометрии TESS/CDIPS можно выделить как минимум 6 частот, половину из которых нельзя считать независимыми. По характеру колебаний блеска можно сказать, что перед нами одна, а возможно и две горячие звезды с пульсациями.
Наши измерения не показали наличия поля. Среднеквадратические величины магнитного поля, вычисленные разными способами, представлены ниже:
• (Be(z)) = 501 ± 608 Гс, х2/п = 0.7;
• (Be(r)) = 128 ± 130 Гс, х2/п = 1.0.
Очевидно, звезда немагнитная.
Спектр звезды не богат линиями, но выглядит достаточно сложно. Профили линий имеют переменный профиль, меняется и лучевая скорость от +17 км с-1 до +32 км с-1. Наша оценка фундаментальных параметров следующая: Teff = 18 000 К, log g = 4.0. Скорость вращения сложно оценить из-за небольшого количества линий, однако большинство измерений ve sin i дают значения в диапазоне 50—57 км с-1.
3.3.19. HD 37151 = HIP26304 = Renson 9930 = Brown170c
Химически пекулярная звезда спектрального класса B8 с пекулярностями типа He-wk и необычной переменностью. Блеск звезды меняется мультипе-риодично c элементами:
HJD(min) = 2444614.266, P1 = 5.6732 ± 0.0143, P2 = 4.1513 ± 0.0092 (North 1984). Форма кривой блеска TESS/CDIPS является типичной для пульсирующих звезд. Согласно параллаксу GAIA (п = 4.05 mas), расстояние до звезды всего d = 247 пк. Возможно, HD 37151 не является членом ассоциации, а является объектом переднего плана. Параллакс HIPPARCOS дает расстояние еще меньше: d = 190 пк. В работе Tetzlaff et al. (2011) указан возраст звезды t = 31 млн лет. Величина полного поглощения Ay = 0m04 и межзвездной поляризации Pol = 0.130% только подтверждают предположение о том, что HD 37151 — более старая звезда переднего плана.
Магнитное поле на грани обнаружения было найдено Borra (1981): (Be(z)) = 190 ± 190 Гс. Линии в спектре узкие и резкие, но даже несмотря на это найти поле нам не удалось. Среднеквадратиче-ское значение продольного поля в зависимости от метода следующее:
• (Be(z)) = 792 ± 379 Гс, х2/п = 3.6;
• (Be(r)) = 232 ± 118 Гс, х2/п = 2.1.
К аналогичному выводу пришли и авторы работы (Bagnulo et al. 2015). Таким образом, мы считаем HD 37151 звездой без магнитного поля.
Мы нашли следующие фундаментальные параметры HD37151: Teff = 13000 K, logg = 4.0, ve sin i = 30 км с-1. Лучевая скорость по нашим измерениям переменна от +17 до +33 км с-1, в базе данных SIMBAD указана VR = +21.1 км с-1. Это говорит в пользу двойственности звезды, что отчетливо видно и по спектрам.
3.3.20. HD 37210 = BD -06o 1254 = RNS 9950 =
Brown 174c = Parenago 2410
HD 37210 — химически пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия и усиленными линиями кремния. Межзвездное поглощение и поляризация в направлении на звезду малы: Ay = 0m05, Pol = 0.11%.
Borra (1981) находит звезду магнитной с экстремумами продольного поля +400 и -760 Гс. И хотя в Чили одно наблюдение на VLT ((Bagnulo et al. 2006)) поля не показало, наши измерения показывают, что звезда магнитная:
• (Be(z)) = 289 ± 76 Гс, х2/п = 16.6;
• (Be(r)) = 232 ± 80 Гс, х2/п = 10.1.
Результаты измерений четырех полученных на БТА спектров находятся в согласии с периодом P = 11d0494 предложенным Catalano and Renson (1998).
Мы нашли фундаментальные параметры звезды: Teff = 13 500 K, logg = 4.2. Проекция скорости вращения измеряется на пределе спектрального разрешения ОЗСП: ve sin i = 20 км с-1. Лучевая скорость VR звезды в наших измерениях менялась от +17 км с-1 до +40 км с-1. Таким образом, HD 37210 возможно является двойной системой.
3.3.21. HD 37470 = HIP26530 = Renson 10070 =
Brown 198c = Parenago 2699
Эта молодая звезда находится в Туманности Ориона в области, в направлении на которую наблюдается сильная линейная поляризация Pol = 1.511% и достаточно сильное поглощение Ay = 0m42. Спектральный класс HD 37470 был определен как B8, в спектре аномально усиленны линии кремния. Отличительной особенностью данной звезды является наличие депрессии континуума
в спектре на длине волны 5200 A (Kudryavtsev et al. 2006). Наличие депрессии сподвигло нас включить этот объект для наблюдений в программу поиска новых магнитных звезд. В линии Hß также наблюдается либо эмиссия, либо это признаки
HD37470, JD = 2458470.7816 + 0.61483 E
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 1.2 1.4
Phase
Рис. 14. Фотометрическая кривая блеска звезды
HD 37470 по наблюдениям TESS.
линии другого компонента. Видимо, как и в ранее описанном случае для звезды HD 36313 (Romanyuk et al. 2021), узкие линии металлов принадлежат второму, более слабому и скорее всего немагнитному компоненту.
В работе Oelkers et al. (2018) найден период вращения P = 2d. 635950. Однако, фотометрия TESS противоречит этому выводу. Кривая блеска имеет сильную модуляцию с доминирующим периодом колебаний 0.614829 сут. (рис. 14). Нельзя исключать, что этот сигнал вызван пульсациями звезды вкупе с вращением с близким периодом.
На FORS1 VLT звезда наблюдалась единожды и продольное поле оказалось меньше ошибок измерений (Bagnulo et al. 2002). Мы также не нашли признаков поля:
• (Be(z)) = 320 ± 80 Гс, х2/п = 2.9;
• (Be(r)) = 71 ± 160 Гс, х2/п = 0.3.
Звезда является довольно быстрым ротатором с малым количеством линий в спектре. Анализируя спектры, нами были определены следующие фундаментальные параметры звезды: Teff = 12 000 K, log g = 4.0, ve sin i = 130 км с-1. Лучевая скорость переменна от 5—39 км с-1. В спектрах видны линии второго компонента, что дало возможность измерить лучевую скорость и проекцию скорости вращения каждого компонента системы: VR(A) = 1.5 км с-1, VR(B) = 24 км с-1; ve sini(A) = 130 кмс-1, ve sini(B) = 20 км с-1.
3.3.22. HD 37642 = HIP26656 = Renson 10150 = Brown 209c
Спектральный класс этой звезды был классифицирован как B9 с аномалиями содержания типа He-wk, Si. Измеренный параллакс GAIA (п = 2.47 mas) дает расстояние до объекта 405 пк.
North (1984) описывает изменения блеска звезды следующими элементами: HJD(min) = 2444980.269 + 1.07977E ± 0.00068.
HD37642, JD = 2444980.2378 + 1.07870 E
Рис. 15. Фотометрическая кривая блеска звезды
HD 37642 по наблюдениям TESS.
Правильность периода подтверждается высокоточными наблюдениями TESS (рис. 15). Как видно, кривая блеска TESS имеет сложную форму, далекую от простой синусоиды.
В спектре HD 37642 наблюдается сильная депрессия (Z = -0.041, Да = 0.034). Магнитное поле звезды было обнаружено Borra (1981). По шести измерениям он установил экстремумы продольного компонента поля: -2980 и +2700 Гс. Мы выполнили десять новых наблюдений звезды (см. таблицу 2). Итоговые значения среднеквадратического продольного магнитного поля для двух методов измерения получаются следующими:
• (Be(z)) = 3502 ± 1120 Гс, х2/п = 13.6;
• (Be(r)) = 1311 ± 234 Гс, х2/п = 27.6.
Мы нашли следующие фундаментальные параметры звезды: Teff = 16 000 K, log g = 4.0, ve sin i = 85 кмс-1. Лучевая скорость слабопеременна: от +20 до +30 кмс-1, ДРр^ превышает ошибку измерения примерно в 2—3 раза.
3.3.23. HD 37687 = HIP26693 = Renson 10160 = Brown 211c
Звезда спектрального класса B7p имеет аномально ослабленные линии гелия и усиленные линии кремния в спектре. Для звезды отмечается большое поглощение Ay = 0m51, нo нет никакой информации о поляризации в направлении на нее.
В работе Oelkers et al. (2018) приведен период вращения звезды P = 3d. 852380. Фотометрия TESS показывает очень слабую переменность, период которой сложно найти.
Магнитное поле звезды было найдено Auriere et al. (2007). Результаты наших наблюдений совпадают с выводами из этой работы. Среднеквад-ратическое продольное поле по нашим данным получается следующим:
• (Be(z)) = 568 ± 36 Гс, х2/п = 280.5;
HD37807, JD = 2458470.1631 + 0.53203E
-0.002 -0.001
HD37808, JD = 2458476.1615 + 1.09921E
0.6 0.8 Phase
Рис. 16. Фотометрическая кривая блеска звезды HD 37807 по наблюдениям TESS.
-0.010 -0.005
g 0.000 <i
0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 Phase
Рис. 17. Фотометрическая кривая блеска звезды HD 37808 по наблюдениям TESS.
0.005
0.0
0.2
0.4
1.0
1.2
1.4
1.0
1.2
1.4
• (Be(r)) = 525 ± 31 Гс, х2/п = 752.0.
Поле звезды имеет постоянный положительный знак.
Лучевая скорость по полученным спектрам слабопеременна: от +18 до 29 км с-1, проекция скорости вращения на пределе разрешения спектрографа — 20 кмс-1.
3.3.24. HD 37807 = HIP26766 = Renson 10200 = Brown 21,5c
Звезда спектрального класса B5 представлена в списке звезд Ае/Ве Хербига в близких ОВ-ассоциациях. Спектр звезды характеризуется небольшим количеством резких линий. Судя по усиленным линиям гелия 4471 A и 4713 A, звезду можно классифицировать как CP типа He-rich или с нормальным составом, но никак не He-wk. Поглощение Ay в направлении на звезду составляет 0m 15, поляризация Pol = 0.300%.
Изучение фотометрии TESS, доступной в архиве проекта CDIPS, дает оценку значения периода переменности 0.532 сут. (рис. 16) Несмотря на то, что периодичность прекрасно видна, ее источник требует дополнительного исследования.
Звезда возможно обладает магнитным полем, но имеющихся данных пока недостаточно для надежного вывода:
• (Be(z)) = 316 ± 202 Гс, х2/п = 2.0;
• (Be(r)) = 144 ± 73 Гс, х2/п = 5.3.
На данном этапе мы будем считать звезду немагнитной.
По анализу спектров мы получили следующие фундаментальные параметры: Tff = 16 000 K, log g = 4.0, ve sin i = 20 кмс-1, лучевая скорость Vr = 31 кмс-1.
3.3.25. HD 37808 = HIP26728 = Renson 10210 =
Brown 216c
HD 37808 — звезда спектрального типа B9 с усиленными линиями кремния. Согласно параллаксу GAIA, звезда от нас удалена на 188 пк. Параллакс HIPPARCOS соответствует расстоянию 240 пк, что все равно ближе переднего края ассоциации. Мы допускаем, что эта звезда лишь проецируется на ассоциацию, но на самом деле ей не принадлежит.
Звезда HD 37808 является переменной с периодом P = 1d0991 (Catalano and Renson 1998). Высокоточная фотометрия TESS/CDIPS прекрасно согласуется с опубликованным значением периода (рис. 17).
В непрерывном спектре звезды наблюдается умеренная депрессия на 5200 A: Да = 0.027 (Paunzen et al. 2005). Магнитное поле HD 37808 определяется надежно:
• (Be(z)) = 870 ± 161 Гс, х2/п = 32.7;
• (Be(r)) = 615 ± 103 Гс, х2/п = 39.6.
Мы нашли следующие фундаментальные параметры звезды: Teff = 14 500 K, log g = 4.1, ve sin i = 25 кмс-1, лучевая скорость звезды в пределах +22 км с-1.
3.3.26. HD 40146 = HIP28156 = Renson 10710 =
Brown 289c
Эта малоизученная звезда спектрального класса A0 имеет аномалии кремниевого типа. Расстояние до звезды составляет 500 пк (п = 2.00 mas, GAIA). В VIZIER в качестве периода вращения приводится величина P = 1d871, однако анализ фотометрии TESS говорит о том, что настоящее значение P вдвое больше и составляет 3.5604 сут. (рис. 18). Кривая блеска имеет вид двойной несимметричной волны.
Магнитное поле HD 40146 было обнаружено нами. В спектре достаточно много линий, они узкие,
HD40146, JD = 2458479.4142 + 3.56048 E
-0.010 -0.005 am 0.000 0.005 0.010
0.015 0.0
<1
0.4 0.6 0.8
Phase
10
BJD, 2458468+
Рис. 18. Фотометрическая кривая блеска звезды HD 40146 по наблюдениям TESS.
а потому точность измерений магнитного поля высокая. Результаты наших наблюдений показывают, что безусловно звезда является магнитной:
• (Be(z)) = 588 ± 121 Гс, х2/п = 26.8;
• (Be(r)) = 374 ± 56 Гс, х2/п = 48.0.
Мы обнаружили следующие фундаментальные параметры звезды Teff = 9700 K, logg = 3.5, ve sin i = 40 км с-1. Лучевая скорость VR в наших наблюдениях была равна 37 км с-1.
3.3.27. HD 40759 = HIP28479 = Renson 10900 = Brown 308 c
Эта звезда классифицирована как химически пекулярная звезда типа CrEu.
В непрерывном спектре звезды наблюдается сильная депрессия континуума на 5200 A (Да = 0.027, Z = -0.041). Магнитное поле было найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Результаты наблюдений звезды на БТА свидетельствуют о наличии сильного поля, продольный компонент которого меняется сложным образом с периодом около 3 суток:
• (Be(z)) = 1544 ± 140 Гс, х2/п = 320.7;
• (Be(r)) = 1120 ± 65 Гс, х2/п = 418.4.
В литературе сведений о периоде вращения нет, однако анализ результатов наблюдений TESS обнаруживает крайне сложную картину фотометрической переменности (рис. 19), которая включает несколько независимых периодов, в том числе затмения в двойной системе.
Мы предварительно нашли следующие фундаментальные параметры Teff = 10 700 K, log g = 4.0, ve sin i = 20 км с-1, лучевая скорость переменна: от +34 до +46 км с-1. Профили спектральных линий переменны, определение физических параметров затруднено, поэтому полученные значения несут лишь предварительный характер. Детальному изучению звезды будет посвящена отдельная статья.
Рис. 19. Фотометрическая кривая блеска звезды HD 40759 по наблюдениям TESS.
4. АНАЛИЗ И ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ
Анализировать полученные для подгрупп (с) и (d) данные мы будем аналогично тому, как это было сделано в статьях (Romanyuk et al. 2019; 2021). Примем также во внимание, что точность измерений магнитного поля и, следовательно, нижняя граница его обнаружения зависят от количества линий в спектре и их ширины. Магнитное поле горячих быстрых ротаторов, к которым относится большинство СР-звезд в ассоциации Orion ОВ1, измерять значительно труднее, чем у медленно вращающихся холодных звезд с большим количеством линий в спектрах. Часто использование классического метода измерений магнитных полей по сдвигу центров тяжести циркулярно-полязированных линий, предложенного Бэбкоком, оказывается невозможным. В таком случае более уместным выглядит применение метода регрессии. Этим методом можно выявить сигнал крупномасштабного поля даже у очень быстрых ротаторов с малым количеством линий в спектре, но, как правило, в этом случае значения поля получаются заниженными. Кроме того, метод регрессии невозможно использовать в случает сильных и сложных полей как у звезды HD 37776. Ввиду этого нельзя исключать, что среди проанализированных нами звезд есть те, поле которых оказалось ниже точности применяемых нами методов. Поэтому приведенные ниже выводы имеют предварительный характер. Тем не менее, мы хотим подчеркнуть, что во всех подгруппах ассоциации точность измерений была одинаковой и анализ проводился едиными способом, поэтому выявленные различия объективны.
4.1. Доля магнитных звезд
Опираясь на полученные результаты обзора в подгруппе (с), можно заключить, что доля пекулярных звезд с магнитным полем по отношению к выборке всех СР звезд группы (13 из 24) составляет 54.2%. Доля магнитных звезд относительно всех В- и А-звезд подгруппы (с) ассоциации (13 из 350) составляет 3.7%. Обе величины находятся посредине между аналогичными показателями для
J.00
J.02
0.04
0.06
15
20
0.2
1.0
1.2
1.4
Таблица 3. Доля магнитных звезд в разных подгруппах ассоциации Orion OB1
Подгруппа log t Ni n2 n3 Фи % </>2, %
a 7.0 311 15 7 46.6 2.2
ъ 6.2 139 15 11 73.3 7.9
с 6.6 350 24 13 54.2 3.7
d <6.0 14 3 0 0 0
Таблица 4. Величины среднеквадратического поля магнитных звезд в разных подгруппах ассоциации Orion OB1
Подгруппа logt (Be), ГС a, Гс X2/n
a 7.0 1286 229 29.8
b 6.2 3014 212 266.6
с 6.6 1074 145 92.5
подгрупп (а) и (b) (см. таблицу 3). В заголовке таблицы 3: log t — возраст звезд в подгруппе согласно Romanyuk et al. (2013), Ni — общее количество звезд согласно Romanyuk et al. (2013), N2 — общее количество CP звезд Romanyuk et al. (2013), N3 — общее количество магнитных звезд, ф1 = N3/N2 — доля пекулярных относительно всех A- и В-звезд, ф2 = N3/Ni — доля магнитных относительно всех A- и В-звезд.
Таким образом, мы видим: что в ассоциации Orion ОВ1 доля химически пекулярных звезд относительно всех А- и В-звезд и доля магнитных звезд относительно всех А- и В-звезд резко падает с возрастом. Отдельный вопрос о подгруппе (d). Возможно все три объекта подгруппы являются звездами типа Ае/Ве Хербига. Дело в том, что по одномерным спектрам трудно отличить звезды типа Ае/Ве Хербига с эмиссией в линии На от горячей В-звезды просто находящейся в туманности и эмиссия в Ha не является признаком звезды, в ее спектре светится туманность. Ярким примером такой ситуации является звезда HD 37776 с явной эмиссий в На, излучаемой туманностью, в которую погружена эта звезда. Различить эти два типа звезд можно по двумерным спектрам достаточно высокого разрешения
4.2. Величина магнитного поля
Сравним величины магнитного поля в подгруппах. В качестве характеристики поля возьмем его среднеквадратическую величину (Be). Методика определения (Be) подробно описана в предыдущей работе Romanyuk et al. (2021), 1, 2, 3. По причинам, описанным в ней, сравним результаты измерений таблицы 4, выполненные методом регрессии. В ней приведено среднеквадратическое поле только магнитных звезд в каждой подгруппе, немагнитные звезды не учитывались.
Видим, что величины полей в подгруппах (а) и (с) в среднем одинаковы, но степень надежности выделения магнитных звезд в группе (с) намного выше. А в самой молодой подгруппе (b) поле в
три раза выше. Отметим также, что вопреки нашим ожиданиям, самое сильное магнитное поле для звезд в ассоциации Orion ОВ1 наблюдаются не в областях звездообразования, а на периферии ассоциации. Самые типичные примеры HD 34736 и HD 37776 — звезды с рекордно сильным и сложным полем. В большой Туманности Ориона только одна звезда HD 37017 имеет поле, продольный компонент которого равен 2 кГс.
4.3. Звезды в Туманности Ориона
В ходе работы над обзором ассоциации мы заметили, что среди пекулярных звезд, входящих в каталог Parenago (1954) очень мало магнитных звезд. Анализ наших данных показывает, что на расстояниях ближе Туманности Ориона межзвездное поглощение и поляризация малы. Они возникают в самой туманности. Сравним магнитное поле звезд, входящих в Большую Туманность Ориона (таблица 5) и не входящих в нее (таблица 6). В таблицах приведены расстояния, степень поляризации Pol, полное поглощение Ay и величины (Be(r)), полученные методом регрессии.
В таблице 5 звездочкой (*) отмечена звезда HD 36916 находящаяся ближе переднего края туманности. Так как HD 36916 не входит в Туманность Ориона, переместим ее в таблицу 6. Найдем средние параметры звезд выборки из таблицы 5: среднее расстояние (d) = 423 ± 15 пк, средняя поляризация (Pol) = 0.758 ± 0.154%, среднее поглощение (Ay) = om 686 ± om 152.
Из 24 звезд подгруппы (с) 12 входит в туманность Ориона, из низ 3 магнитных и 9 немагнитных. Все три СР-звезды подгруппы (d) входят в туманность Ориона и ни у одной из них сильного поля не обнаружено. Средняя поляризация немагнитных звезд: (Pol) = 0.94 ± 0.24%. Средняя поляризация для магнитных звезд Romanyuk et al. (2021): (Pol) = 0.29 ± 0.09%. А так как в подгруппе (с) всего 13 магнитных звезд, то получается, что за пределами туманности мы имеем 9 магнитных звезд и 2 немагнитных. Теперь среднее поле для всех звезд из туманности в Орионе, полученные методом регрессии:
Таблица 5. Звезды подгрупп (с) и (d) ассоциации Орион OB1, входящие в большую Туманность Ориона
Звезда Parenago (1954) Расстояние, пк Ро1,% Av, mag (Be(z))±a,Tc Х2/п
HD 36540 867 418 1.64 0.59 390±185 3.3
HD 36559 908 330 0.28 0.05 179 ±201 0.7
HD 36629 1044 480 1.84 0.69 94 ±69 2.4
HD 36899 1562 400 0.89 0.03 267±164 3.0
HD 36916 1628 258* 0.27 0.01 461±181 7.2
HD 36918 1634 405 - 0.09 235±167 1.7
HD 36958 1708 411 0.93 0.28 86± 115 1.1
HD 36960 1728 495 0.11 0.07 93 ±63 1.7
HD 37017 1933 380 0.25 0.49 1460 ±279 33.6
HD 37058 2083 460 0.54 0.15 775 ±57 186.5
HD 37129 2314 435 0.32 0.12 128±130 1.0
HD 37210 2410 540 0.11 0.05 232 ±81 10.1
HD 37470 2699 425 1.51 0.48 71 ± 160 0.3
HD 36982 1772 410 1.01 0.94 91 ± 116 1.0
HD 37041 1993 450 0.79 0.62 88 ± 168 1.2
HD 37114 2284 317 0.39 0.04 341±125 7.2
Таблица 6. Звезды, не входящие в Туманность Ориона
Звезда Расстояние, пк Ро1,% Av, mag (Be(z))±ajc Х2/п
HD 34736 365 0.18 - 4700 ±350 -
HD 34889 366 0.28 0.01 433 ±92 50.5
HD 35901 340 0.62 0.16 174 ±93 2.8
HD 36997 476 - 0.26 614 ±68 62.0
HD 37151 247 0.13 0.04 232± 118 2.1
HD 37642 405 - 0.14 1414 ± 242 32.0
HD 37687 452 - 0.51 525 ±31 752.0
HD 37807 392 0.30 0.15 144 ±73 5.3
HD 37808 188 - 0.03 615± 102 39.6
HD 40146 500 - 0.48 374 ± 56 48.0
HD 40759 431 - 0.14 1119 ± 65 418.4
HD 36916 258 0.27 0.01 461±181 7.2
• (Be(r)) = 319.2 ± 140.1 Гс x2/n = 18.0;
• среднее (Be(r)) = 343 ± 108 Гс, (х/п) = 16.9 ± 14.1.
В результате получаем выразительный эффект: из 15 химически пекулярных звезд, находящихся в Туманности Ориона только 3 магнитных и 12 немагнитных. Таким образом, доля магнитных звезд в этой области составляет 20%. За пределами туманности в подгруппе (с) ассоциации находится 12 химически пекулярных звезд и среди них 10 магнитных и 2 немагнитных. Доля магнитных составляет 83%. Объекты подгруппы (с), которые не входят в туманность, находятся ближе ее: среднее расстояние (d) = 368 ± 27 пк, что на 54 пк ближе; средняя поляризация (Pol) = 0.30 ± 0.07%; среднее поглощение (AV) = 0m 175 ± 0m053, что значительно меньше, чем у звезд в туманности и указывает на меньшее расстояние.
Сравним величины полей магнитных звезд в Туманности Ориона и вне ее пределов:
• (Be(r)) = 866 ± 174 Гс, х2/п = 56.7 4 звезды в туманности;
• (Be(r)) = 1730 ± 165 Гс, х2/п = 109.9 10 звезд вне туманности.
Отсюда видно, что магнитное поле для звезд вне Туманности Ориона в 2 раза больше, чем для звезд Туманности.
Безусловно, мы имеем дело с малыми выборками, но обратить внимание на такую тенденцию необходимо. Возможно, имеет место инструментальная селекция, затрудняющая классификацию магнитных (или химически пекулярных) звезд в Туманности Ориона. Многие из наших звезд входят в каталоги звезд типа Ае/Ве Хербига. Возможно, в Туманности Ориона наблюдаются два типа звезд с эмиссиями. Во-первых, это действительно могут быть объекты типа Ае/Ве Хербига, а во вторых — просто горячие звезды у которых свечение исходит от окружающей туманности, как это имеет место для известной звезды HD 37776.
Так или иначе, мы получаем сведения о достоверном различии магнитных свойств звезд внутри и вне Туманности Ориона. Доля магнитных звезд в туманности в четыре раза, а средняя величина магнитного поля в два раза меньше, чем у объектов за ее пределами.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Настоящей работой мы заканчиваем публикацию результатов измерений магнитных полей звезд в ассоциации Orion ОВ1. Постановка задачи и выделение объектов для исследований проведено нами в работе Romanyuk et al. (2013). Из 85 изначально отобранных объектов при более детальном анализе 28 оказались немагнитными звездами, в основном типа Am или Ае/Ве Хербига. Для остальных 57 потенциально магнитных Вр- и Ар-звезд на 6-м телескопе БТА был получен наблюдательный материал: более 600 спектров с анализатором круговой поляризации. Детальный анализ полученных результатов еще предстоит. Здесь мы лишь сообщаем, что общее количество магнитных химически пекулярных звезд в ассоциации равно тридцати, т.е. составляет примерно половину от всех СР-звезд.
Мы нашли резкое падение доли химически пекулярных звезд в ассоциации в интервале возраста от 2 млн. лет до 10 млн. лет. Мы также видим резкое уменьшение доли магнитных звезд в Туманности Ориона. Очевидно, что формирование магнитного поля звезд происходит сложным образом. Не исключено, что в Туманности Ориона по спектрам низкого разрешения невозможно отделить эмиссии от оболочек звезд типа Ае/Ве Хербига, возникающих в окружающей туманности. Возможно, наши данные дадут важный наблюдательный тест для теоретических исследований.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Авторы благодарят Российский Фонд Фундаментальных Исследований за финансовую поддержку (грант РФФИ №20-02-00233 A). Якунин И.А. благодарит Российский фонд фундаментальных исследований за финансовую поддержку работы (грант №19-32-60007). Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (включая соглашение No05.619.21.0016, уникальный идентификатор проекта RFMEFI61919X0016). Обновление приборной базы осуществляется в рамках национального проекта «Наука».
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and
Astrophys. 475 (3), 1053 (2007).
2. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
3. S. Bagnulo, L. Fossati, J. D. Landstreet, and C. Izzo,
Astron. and Astrophys. 583, A115 (2015).
4. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astron.
and Astrophys. 450 (2), 777 (2006).
5. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and
Astrophys. 389, 191 (2002).
6. K. Bernhard, S. Hümmerich, and E. Paunzen,
Astronomische Nachrichten 336 (10), 981 (2015).
7. A. Blaauw, Annual Rev. Astron. Astrophys. 2, 213
(1964).
8. D. A. Bohlender, D. N. Brown, J. D. Landstreet, and
I. B. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).
9. E. F. Borra, Astrophys. J. 249, L39 (1981).
10. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. 228, 809(1979).
11. L. G. Bouma, J. D. Hartman, W. Bhatti, et al., Astrophys. J. Suppl. 245 (1), 13(2019).
12. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
13. G. A. Chountonov, in Magnetic Stars. Proceedings of the International Conference held in the SAO RAS, August 27-31, 2003, ed. by Yu. Glagolevskij, D. Kudryavtsev, I. Romanyuk (SAO RAS, Nizhny Arkhyz, 2004), pp. 286-291.
14. P. Didelon, Astron. and Astrophys. Suppl. 53, 119 (1983).
15. Gaia Collaboration, A. G. A. Brown, A. Vallenari, et al., Astron. and Astrophys. 616, A1 (2018).
16. R. Glebocki and P. Gnacinski, in 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, ed. by F. Favata, G. A. J. Hussain, and B. Battrick, ESA Special Publication 560, 571 (2005).
17. C. Heiles, Astron. J. 119 (2), 923 (2000).
18. A. N. Heinze, J. L. Tonry, L. Denneau, et al., Astron. J. 156 (5), 241 (2018).
19. J. Hernandez, N. Calvet, L. Hartmann, et al., Astron. J. 129 (2), 856 (2005).
20. A. F. Kholtygin, A. A. Batrakov, S. N. Fabrika, et al., Astrophysical Bulletin 75 (3), 278 (2020).
21. M. Kounkel, L. Hartmann, J. J. Tobin, et al., Astrophys. J. 821 (1), 8 (2016).
22. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804(2006).
23. P. North, Astron. and Astrophys. Suppl. 55, 259 (1984).
24. R. J. Oelkers, J. E. Rodriguez, K. G. Stassun, et al., Astron. J. 155 (1), 39(2018).
25. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
26. P. P. Parenago, Trudy Gosudarstvennogo Astronomicheskogo Instituta 25, 3 (1954).
27. E. S. Parsamian and E. Chavira, Boletin del Instituto de Tonantzintla 3,69(1982).
28. E. Paunzen, C. Stutz, and H. M. Maitzen, Astron. and Astrophys. 441 (2), 631 (2005).
29. D. A. Rastegaev, Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 69 (3), 296 (2014).
30. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498 (3), 961 (2009).
31. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427 (2014).
32. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 391 (2017a).
33. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 73 (2), 178 (2018).
34. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 55 (2019).
35. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (2021).
36. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68 (3), 300
(2013).
37. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017b).
38. E. A. Semenko, I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 69 (2), 191
(2014).
39. N. Tetzlaff, R. Neuhauser, and M. M. Hohle, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 410 (1), 190 (2011).
40. E. A. Vitrichenko, Trapeciya Oriona (Nauka, 2004).
41. S. D. Wiramihardja, T. Kogure, S. Yoshida, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 41, 155(1989).
42. T. Wu and Y. Li, Astrophys. J. 881 (1), 86 (2019).
43. E. Zari, A. G. A. Brown, J. de Bruijne, et al., Astron. and Astrophys. 608, A148 (2017).
44. E. Zari, A. G. A. Brown, and P. T. de Zeeuw, Astron. and Astrophys. 628, A123 (2019).
45. E. Zari, H. Hashemi, A. G. A. Brown, et al., Astron. and Astrophys. 620, A172 (2018).
46. M. Zejda, E. Paunzen, B. Baumann, et al., Astron. and Astrophys. 548, A97 (2012).
Super-Fast Line-Profile Variability in the Spectra of OBA Stars. IV: Z Ori A 1.1. Romanyuk1, E. A. Semenko1'2, A. V. Moiseeva1, I. A. Yakunin1'3, and D. O. Kudryavtsev1
1Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2National Astronomical Research Institute of Thailand, Chiangmai, 50180 Thailand 3St. Petersburg State University, St. Petersburg, 199034 Russia
The paper presents the results of magnetic field measurements of 27 chemically peculiar stars in subgroups (c) and (d) of the the Orion OB1 association. In total, more than 140 circularly polarized spectra were obtained and measured in the period from 2013 to 2020. An analysis of the results showed that 13 out of 24 CP stars in subgroup (c) have a magnetic field. At the same time, no field of a significant strength was found in any of the three CP stars in subgroup (d). We found that the occurrence of magnetic stars in subgroup (c), whose average age is approximately 5 Myr, lies in the middle between the occurrence of magnetic stars in subgroups (a) with an age of 10 Myr and (b), whose age is about 2 Myr. Our results indicate a sharp decrease in the occurrence of magnetic CP stars and a simultaneous decrease in their magnetic field with age. The data obtained with the example of the Orion OB1 association generally support the theory of the fossil origin of the magnetic field of chemically peculiar stars; however, the process of the field formation itself can have a number of features manifesting observationally.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
