CC BY
3
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2023, том 78, № 2, с. 158-170
УДК 524.45:524.3-337:524.3-126
МАГНИТНЫЕ ЗВЕЗДЫ В СКОПЛЕНИЯХ РАЗНОГО ВОЗРАСТА. II. РАССЕЯННЫЕ СКОПЛЕНИЯ IC4756, a Per и NGC 7092
© 2023 И. И. Романюк1*, А. В. Моисеева1, И. А. Якунин1, В. Н. Аитов1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 12 марта 2023 года; после доработки 29 марта 2023 года; принята к публикации 30 марта 2023 года
В работе представлены результаты измерений магнитного поля 19 химически пекулярных звезд в трех рассеянных скоплениях IC 4756, a Per, NGC 7092. На Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА было получено более 80 спектров циркулярно-поляризованного излучения. Найдено, что величина магнитного поля в указанных скоплениях более чем в три раза меньше по сравнению с молодой ассоциацией Orion OB1. По-видимому, в этой ассоциации сложились уникальные условия, которые позволили генерировать сильное магнитное поле при формировании звезд.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные — рассеянные скопления и ассоциации: отдельные: IC4756, a Per и NGC 7092
1. ВВЕДЕНИЕ
Мы продолжаем исследование магнитных звезд в рассеянных скоплениях разного возраста. Основной задачей является изучение механизмов генерации и эволюции звездного магнитного поля. определить зависит ли от возраста частота встречаемости химически пекулярных (СР) звезд относительно нормальных звезд разного возраста, и какова доля магнитных звезд относительно пекулярных. Мы хотим определить, зависит ли от возраста частота встречаемости СР-звезд в сравнении с нормальными звездами разного возраста и какова доля магнитных звезд относительно пекулярных. Более подробную информацию о целях исследования и постановке задачи можно найти в работе Romanyuk et (2023).
До сих пор не получен ответ на вопрос, почему часть А- и В-звезд главной последовательности обладают крупномасштабным магнитным полем, а остальная его не имеет. Более 60 лет назад Babcock (1958) определил, что среди исследуемых им Ар/Вр-звезд обнаруживаемое магнитное поле
имеет около 25% объектов. Оценка доли магнитных звезд напрямую зависит от точности измерений магнитного поля. В эпоху работы Babcock (1958) наблюдательные данные были получены на фотопластинках, точность измерений поля была низкой: в среднем ошибки составляют 300—500 Гс. Современные методы наблюдений с использованием ПЗС-матриц позволяют достигать точности около
E-mail: roman@sao.ru
100—200 Гс при массовом определении магнитного поля. Магнитное поле ярких звезд при наблюдениях с высоким спектральным разрешением измеряется с точностью в единицы Гаусс. Таким образом, надежное определение доли магнитных звезд является актуальной задачей.
Мы начали изучение магнетизма СР-звезд в скоплениях с ассоциации молодых звезд Orion OB1. Результаты этих исследований опубликованы в ряде работ (Romanyuk et al., 2019; 2021a; b), которые обобщает публикация Semenko et al. (2022). В итоге мы показали, что более половины химически пекулярных молодых звезд в ассоциации Orion ОВ1 обладают магнитным полем.
На следующем этапе объектами для исследований мы выбрали СР-звезды в рассеянном скоплении Плеяды и в одноименной кинематической группе (Romanyuk et al., 2023). У четырех СР-звезд в этом скоплении магнитное поле мы не обнаружили. В группе Плеяд имеется семь немагнитных HgMn-звезд и 14 потенциально магнитных Ар/Вр звезд разных типов. У восьми объектов мы подтвердили или заподозрили наличие магнитного поля. Доля магнитных CP-звезд составляет 57% относительно всех Ap/Bp. В группировке не найдено ни одного объекта, у которого продольное магнитное поле Be превышало бы 2 кГс.
При решении задачи о доле магнитных звезд среди более старых скоплений необходимо исследовать магнитное поле максимально возможного количества СР-звезд как среди членов скоплений, так и звезд поля. С этим возникают трудности двух типов:
МАГНИТНЫЕ ЗВЕЗДЫ В СКОПЛЕНИЯХ РАЗНОГО ВОЗРАСТА. II Таблица 1. Сводные данные по рассеянным скоплениям
Скопление RA(J2000) Dec(J2000) Igt тг, mas \mv - Mv\, mag
1С 4756 18h38m3H2 +05°29'24" 8.70 2.094 9.02
a Per 03h26m28?l +48° 58'30" 7.85 5.718 6.61
NGC7092 21h31m33?4 +48° 1449" 8.45 3.337 7.61
1) достоверность того, что исследуемые звезды являются химически пекулярными;
2) оценка принадлежности СР-звезд к скоплениям.
Преодолеть первую проблему можно, используя различные каталоги СР-звезд, например, Renson and Manfroid (2009). При этом важно помнить о возможной неоднородности данных. Так, например, указанный каталог является компилятивным: объекты разных типов пекулярности представлены в нем с различной степенью надежности. Что касается второй проблемы, то после публикации параллаксов со спутника Gaia (Brown et al., 2021) стало ясно, что многие объекты, которые ранее считали членами скоплений, являются объектами фона. На данных этапах нашего исследования принадлежность СР-звезд к скоплениям не исследовалась, поскольку мы сравниваем величину магнитного поля и долю магнитных звезд разного возраста в разных частях Галактики.
В настоящей работе мы изучаем магнитное поле СР-звезд в трех скоплениях: IC4756, a Per (Melotte20) и NGC7092. Как и в предыдущем исследовании, в данной работе мы определяем принадлежность звезд к скоплениям согласно информации из базы WEBDA1 (Paunzen et al., 2013). В таблице 1 представлены основные параметры скоплений, указаны: название скопления, координаты, возраст, параллакс (Brown et al., 2021) и модуль расстояния.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА
Основная часть наблюдательного материала была получена в период с 2021 по 2022 гг. Наблюдения, как и ранее, выполнялись на Основном звездном спектрографе2 (ОЗСП) (Panchuk et al., 2014) 6-м телескопа БТА с анализатором круговой поляризации (Chountonov, 2016). В качестве светоприемника использовалась матрица ПЗС E2V CCD42-90 размером 4600 х 2000 элементов. Время экспозиции выбиралось таким образом, чтобы отношение сигнал/шум на спектрах было не
'https://webda.physics.muni.cz/
https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/en/index.html
менее 100—250. Для наблюдений в основном использовался спектральный диапазон 4450—4950 A со средним разрешением R & 15 000.
В каждую наблюдательную ночь дополнительно к основным объектам исследования снимались спектры звезд-стандартов: звезды с хорошо известной магнитной фазовой кривой, а также звезды с нулевым магнитным полем.
Обработка и экстракция спектров реализованы в системе ESO-MIDAS (Kudryavtsev, 2000).
3. ИССЛЕДОВАНИЕ МАГНИТНОГО ПОЛЯ ЗВЕЗД
Измерения магнитного поля в настоящей работе выполнялись двумя способами: по модифицированному методу Babcock (1958) и методом регрессии (Bagnulo et al., 2002). Из-за вращения звезды продольный компонент магнитного поля Be является переменной величиной, которая зависит от ориентации магнитного диполя к лучу зрения. Поэтому для каждого объекта необходимо получить не менее 3—4 спектров в разные фазы периода вращения.
Для сравнения результатов с полученными ранее (см. работы Semenko et al. (2022); Romanyuk et al. (2023)) мы используем величины среднеквадратичного магнитного поля Brms ± arms, а для оценки достоверности обнаружения поля — статистику X2/n. Мы будем считать звезду магнитной при X2/п > 5. Формулы расчета этих величин приведены в нашей работе (Romanyuk et al., 2023).
Список звезд и их основные параметры представлены в таблице 2, в ee колонках указаны: название звезды в каталоге HD, спектральный класс и тип пекулярности (Renson and Manfroid, 2009), параллакс Gaia в миллисекундах дуги, среднеквадратичное магнитное поле Brms, его ошибка CTrms, величина x2/n, литературные значения эффективной температуры Teff, ускорение силы тяжести lg g, проекция скорости вращения ve sin i, светимость lg L/Lq, масса M, радиус R и возраст lg t. Результаты индивидуальных измерений спектров 19 звезд приведены в таблице 3, в ee колонках указаны: название звезды в каталоге HD, юлианская дата наблюдений, отношение сигнал/шум, измерения магнитного поля Bcog классическим методом (Babcock, 1958), измерения
СТ5
о
Таблица 2. Результаты исследования СР-звезд
>
п н
о ©
X 00 X ►С
т
п ^
X К= Б
5 ^
т н т X сг
00
Звезда Эр, рес 7г, таэ Вгтн ± а, Гс (Х2/п) теВ,к Чд г^евтг, кмс 1 \ёь/ь& м,м©
1С 4756
НО 171586 А2, БгСгЕи 8.75 350 ±110 (14.4) 8700 3.9 44 1.4 2.1 2.3 8.7
НО 171782 В9, 81СгЕи 3.90 310 ±140 (7.9) 11300 3.5 24 2.4 3.5 3.7 8.4
НО 171931 В9,Мп 1.42 - - 11500 4.3 <20 2.4 3.5 3.2 8.5
НО 172012 В9, HgMnSi 2.43 90 ±80 (1.4) 11600 4.0 16 1.9 3.0 2.4 8.3
НО 172248 В8, HgMnSi 1.45 75 ± 100 (0.8) 13500 4.0 <20 2.5 4.0 3.3 8.3
НО 172271 А1, 2.76 170 ±130 (3.1) 10800 4.1 100 2.3 3.5 3.4 8.6
а Рег
НО 19805 АО, Не-\ук, 5.73 80 ±50 (3.0) 10000 4.2 12 1.5 2.1 1.9 8.5
НО 20135 А1, СгЕи 4.82 50 ±80 (0.3) 8100 4.0 35 1.4 2.0 2.4 8.9
НО 21620 АО, В[е]? 7.51 200 ± 230 (1.0) 9600 3.7 220 1.9 2.6 3.5 8.6
НО 21699 В8, Не^к,81 5.63 440 ±140 (17.1) 16000 4.1 35 2.9 4.8 3.4 7.9
НО 22136 В8, Не^к,81 5.76 70 ±80 (0.8) 12700 4.2 15 2.1 3.2 2.2 8.3
НО 22401 АО, С^Бг 5.83 50 ±110 (0.2) 10500 4.1 37 1.8 2.5 2.1 8.4
ВО +49 916 ВЗр 0.49 330 ±110 (7.9) 19700 3.1 100 3.7 8.0 9.5 7.7
ВО+49 967 АЗ-П, Ат? 3.53 290 ±120 (4.3) 7160 3.8 85 1.1 1.7 2.1 -
ШС 7092
НО 205073 А1, 818г 3.30 50 ±60 (1.5) 9900 3.7 16 1.9 2.5 3.3 8.7
НО 205116 АО, Не-\ук, Бг 3.32 120 ±100 (1.2) 9900 3.7 35 2.3 2.9 3.9 8.4
НО 205117 АО, БгБ! 3.30 370 ±150 (4.5) 10000 4.0 76 1.9 2.5 2.6 8.4
НО 205198 В9, Сг 3.29 210 ±150 (2.2) 9900 3.6 40 1.7 2.5 2.3 8.7
НО 205331 АО, СгБ1 3.32 190 ±160 (2.3) 10160 3.7 30 2.4 3.5 3.7 8.4
X)
О >
х
5
я: и
д 43
ю
СО
магнитного поля Бге§ методом регрессии (Bagnulo деле мы приводим комментарии к исследованиям et al., 2002), измерения магнитного поля Бьуа по отдельных звезд. профилю водородной линии В следующем раз-
Таблица 3. Индивидуальные измерения магнитного поля CP-звезд по спектрам ОЗСП
Звезда ГО, 2450000+ Б/ N Всое ± а, Гс Вгев ± О", ГС В ьуа, Гс
1С 4756
НО 171586 9627.628 140 -210 ±80 -340 ±170 -700
9769.431 150 180 ±80 120 ±200 -500
9840.224 130 -200 ±80 -360 ±60 -500
НО 171782 7092.611 200 -140 ±70 -200 ±50 -
9689.545 120 — 110 ± 90 -170 ±140 -100
9769.430 140 -430 ±90 -120 ±80 300
9840.208 120 -330 ±80 — 150 ±40 -500
НО 171931 9783.299 200 -750 ±30 -750 ±30 300
НО 172012 9770.307 140 -100 ±150 -80 ±100 -400
9783.383 100 -270 ±230 -100 ±80 400
9808.356 140 -70 ±140 80 ±60 -200
НО 172248 9770.307 150 70 ±130 70 ±120 100
9840.250 100 -40 ±150 -80 ±70 1000
НО 172271 9770.464 130 - 60 ± 140 300
9840.297 100 - -100 ±140 0
а Рег
НО 19805 9454.477 110 130 ±90 80 ±40 300
9478.334 110 -90 ±70 110 ±70 -500
9626.181 130 60 ±60 150 ±40 300
9660.220 120 80 ±40 -100 ±60 -200
9804.447 200 -130 ±50 20 ±40 0
9805.443 230 -60 ±30 -70 ±40 0
9894.477 130 10 ±50 120 ±60 0
9895.480 140 -50 ±50 -40 ±40 -200
9922.455 140 -70 ±50 -30 ±50 100
НО 20135 4162.257 250 -90 ±90 - -
9454.432 100 -150 ±150 0 ± 70 200
9536.311 130 260 ±100 -30 ±80 -200
9840.433 100 20 ±130 20 ±60 -100
НО 21620 9954.365 140 950 ± 790 -230 ±170 100
9958.313 190 1500 ±2200 -330 ±345 -400
9958.329 200 2050 ±875 — 115 ±160 -1000
9976.209 130 2000 ± 7000 205 ±195 1400
НО 21699 9447.546 170 650 ± 300 -220 ±140 -200
9840.479 300 1380 ±210 640 ± 80 600
9954.358 220 1260 ±130 600 ±180 100
9958.322 200 -440 ±280 -240 ±170 -500
9976.222 200 -785 ±280 -325 ±125 -1000
НО 22136 9447.554 110 260 ± 200 -60 ±90 -300
9626.220 130 10 ±70 0±60 0
РОМАНЮК и др. Таблица 3. (Продолжение)
Звезда JD, 2450000+ S/N Bcog ± CT, Гс Breg + 0", ГС Bhyd, ГС
9894.563 150 -40 + 90 -130 + 80 100
9895.559 140 50 + 110 -30 + 90 400
9922.512 140 530 + 230 -10 + 90 300
HD 22401 9626.203 170 -110 + 290 -50 + 120 100
9804.474 110 -100 + 360 -50 + 120 -600
9804.482 110 1000 + 580 90 + 110 0
9805.487 230 -190 + 120 -30 + 110 -100
9840.458 180 -270 + 240 0 + 90 100
BD+49916 9946.566 80 - 440 +140 -
9955.478 120 - -170 + 70 -
BD+49967 9626.259 100 -240 + 420 20 + 130 100
9632.256 90 850 + 480 170 + 90 -2000
9660.246 80 -650 + 630 -260 + 110 -100
9894.506 120 -400 + 370 -560 + 170 -600
9895.513 120 -20 + 290 100 + 90 1100
NGC 7092
HD 205073 9395.419 80 -20 + 390 100 + 100 -500
9396.455 110 110 + 160 -20 + 70 400
9447.500 80 220 + 110 -40 + 70 200
9478.315 110 -60 + 110 -10 + 70 100
9686.537 150 90 + 70 0 + 50 0
9894.294 170 -60 + 40 -80 + 30 -100
9895.163 150 -20 + 60 -30 + 60 -200
HD 205116 9396.443 100 -80 + 190 180 + 120 -800
9447.492 90 -290 + 330 -110 + 130 -300
9805.342 200 20 + 90 40 + 80 -300
9840.535 140 -80 + 140 -90 + 80 -300
HD 205117 5841.372 240 -210 + 300 - -
5842.413 300 220 + 480 -930 + 190 -200
9014.327 200 -660 + 680 -300 + 130 2600
9454.278 130 -120 + 670 20 + 150 0
9782.545 80 1070 + 830 60 + 120 0
9840.552 120 670 + 620 0 + 170 -1000
9895.229 130 -260 + 600 -70 + 150 -800
HD 205198 9454.261 100 -220 + 630 -320 + 150 -500
9686.498 160 -290 + 300 -180 + 120 -400
9690.450 110 -530 + 390 -270 + 140 -800
9894.320 140 -690 + 580 130 + 200 800
9895.229 100 -3710 + 760 -50 + 120 -600
HD 205331 3273.229 370 -370 + 310 - -
3274.256 260 220 + 290 - -
3279.277 330 -280 + 250 - -
9395.406 120 -130 + 450 110 + 120 100
9447.509 90 300 + 450 170 + 90 600
МАГНИТНЫЕ ЗВЕЗДЫ В СКОПЛЕНИЯХ РАЗНОГО ВОЗРАСТА. II Таблица 3. (Продолжение)
Звезда JD, 2450000+ S/N Bcog ± сг, Гс Breg + 0", ГС Bhyd, ГС
9690.425 180 220 + 170 -50 + 110 -100
9805.365 190 150 + 150 -330 + 150 -200
9894.340 220 -20 + 180 -30 + 110 0
9895.188 200 -120 + 120 -70 + 100 -300
3.1. Звезды в скоплении IC 47,56 3.1.1. HD171586 Звезда HD 171586 (FR Ser) входит в состав многокомпонентной системы WDS 18356+0456ABCD (Mason et al., 2001). Ее лучевая скорость VR меняется в диапазоне от -11.0 км с-1 до 3.3 км с-1 (Adams et al., 1929; Gebran et al., 2016).
Gray and Corbally (2002) определили по положению звезды на диаграмме Герцшпрунга— Рассела, что HD 171586 не является членом скопления IC4756. К такому же выводу можно прийти, анализируя и параллакс звезды, по которому видно, что HD 171586 является объектом переднего плана.
Магнитное поле звезды впервые нашел Babcock (1958). Он также отметил, что в спектре звезды присутствуют довольно сильные линии Sr II и Cr. Auriere et al. (2007) при помощи метода LSD (least square deconvolution) получили пять значений продольного компонента Be, указав, что магнитное поле звезды слабое, отрицательной полярности. Включая наши измерения, полученные на ОЗСП 6-м телескопа БТА, можем заключить, что HD 171586 является слабомагнитной звездой: среднеквадратичное магнитное поле Brms < 400 Гс.
Период вращения звезды (P & 2 d 1) определен в работе Catalano and Renson (1998). Auriere et al. (2007) провели моделирование магнитного поля и получили следующие параметры: углы наклона оси вращения i = 48° ± 19°, магнитной оси диполя в = 46° ± 6°, магнитное поле на полюсе диполя Bp = 700 Гс. Звезда имеет простую дипольную конфигурацию магнитного поля.
В работе Gebran et al. (2016) по спектральным данным методом PCA (principal component analysis) были определены физические параметры звезды: Teff = 8600 K, lgg = 3.4 ± 0.3, ve sin i = 50 км с-1. Фотометрические оценки параметров отличаются незначительно: Teff = 8720 ± 230 K, lgg = 3.9 ± 0.2, M = 2.1 Mq, lg L/Lq = 1.4 ± 0.1, ve sin i = 37 км с-1, R = 2.3Rq (Kochukhov and Bagnulo, 2006; Auriere et al., 2007; McDonald et al., 2017; Netopil et al., 2017; Glagolevskij, 2019). Возраст звезды был оценен многими авторами и с учетом ошибок совпадает со значением lg t & 8.7 (Kochukhov and Bagnulo, 2006; Gontcharov, 2012; Glagolevskij, 2019).
3.1.2. HD 171782
HD 171782 — довольно яркая звезда спектрального класса B9. Сведений о ее двойственности в литературе нет, лучевая скорость оценена многими авторами и, с учетом приведенных ошибок, совпадает с (VR) & 1-0 км с-1 (Bobylev et al., 2006; Frinchaboy and Majewski, 2008; Gontcharov, 2012; Kervella et al., 2022).
Впервые магнитное поле этой звезды исследовали Auriere et al. (2007). Они получили шесть значений продольного компонента магнитного поля Be и провели его моделирование, оценив параметры: i = 51°, в = 51° ± 5°, ve sin i = 24 км с-1, Bp = 650 Гс. Учитывая наши четыре измерения, можно считать, что звезда HD 171782 является слабомагнитной с Brms < 400 Гс.
Lipski and Stepien (2008) по спектральному распределению энергии определили эффективную температуру и радиус звезды: Teff = 11 500± 1000 K, R = 2.7Rq . Остальные параметры были оценены многими авторами по фотометрическим данным: lg g = 3.5±0.4, lg L/Lq = 2.4±0.5, M = 3.5±0.5Mq . По эволюционным трекам возраст звезды определил Glagolevskij (2019): lg t = 8.4.
3.1.3. HD 171931
Звезда HD 171931 мало изучена, в литературе отсутствуют сведения о двойственности и измерения лучевой скорости. Мы получили следующую оценку величины лучевой скорости: VR = -16.5 ± 3.1 км с-1.
По собственному движению и параллаксу Cantat-Gaudin et al. (2018) определили, что HD 171931 является потенциальным членом скопления с вероятностью принадлежности p = 0.79.
Попытка поиска магнитного поля была впервые предпринята нами в данном исследовании. К сожалению, был получен только один спектр, который показал наличие продольного магнитного поля с величиной -750 Гс. Скорее всего, тип пекуляр-ности HD 171931 как Mn (Renson and Manfroid, 2009) или HgMn (North and Kroll, 1989) был оценен неверно, так как звезды этого типа не имеют магнитного поля или его величина меньше 100 Гс (Makaganiuk et al., 2011).
В литературе недостаточно сведений о физических параметрах звезды. Поэтому, проведя анализ спектров методом моделей атмосфер и по формулам из работы Moiseeva et al. (2019), мы получили следующий набор параметров:
Teff = 11 500 ± 350 K, lg g = 4.3 ± 0.4, Ve sin i < 20 км с-1, lg L/L© = 2.4 ± 0.5, M = 3.5 ± 0.5M©, R = 3.2 ± 0.8R©. Используя эволюционные треки мы оценили примерный возраст звезды: lg t и 8.5.
3.1.4. HD172012
Звезда HD 172012, согласно Renson and Manfroid (2009), имеет тип пекулярности HgMnSi. Сведений о ее двойственности в литературе нет, имеется одно измерение лучевой скорости Vr = -26.78 ± 3.65 км с-1. Наша оценка лучевой скорости с учетом ошибок отличается мало: VR = -18.4 ± 3.3 км с-1.
Магнитное поле звезды ранее не исследовалось, наши измерения были выполнены впервые. По трем спектрам мы не зафиксировали его наличие: Brms < 100 Гс.
Звезда мало изучена, в литературе указаны физические параметры, которые были получены только по фотометрическим данным. Наш спектральный анализ при помощи метода моделей атмосфер дал следующий набор параметров: Teff = 11600 ± 350 K, lg g = 4.0, Ve sin i < 20 км с-1, lg L/L© = 1.9, M = 3.0 ± 0.5 Mq, R = 2.4 ± 0.6 R©. По эволюционным трекам мы оценили возраст объекта: lg t 8.3.
3.1.5. HD 172248
Звезда HD 172248 в каталоге Renson and Manfroid (2009) указана как HgMn. Сведений о двойственности нет, лучевая скорость звезды: VR = -12.8 км с-1 (Strassmeier et al., 2015), наше измерение совпадает с литературным VR = -10.8 ± 2.7 км с-1.
По исследованию собственного движения Missana and Missana (1995) и Strassmeier et al. (2015) пришли к общему выводу, что скорее всего HD 172248 — это фоновый сверхгигант спектрального класса B, который не является членом скопления. Однако Gray and Corbally (2002) по спектроскопическому исследованию с использованием фотометрических индексов системы Стремгрена заключили, что HD 172248 является членом скопления IC 4756.
Исследования магнитного поля для этой звезды ранее не проводились, по нашим двум спектрам поле отсутствует: Brms < 100 Гс.
В литературе нет сведений о физических параметрах звезды. По нашим измерениям методом моделей атмосфер мы получили следующий набор:
Teff = 13 500 ± 350 K, lg g = 4.0 ± 0.3, lg L/L© = 2.5 ± 0.3, M = 4.0 ± 0.5 M©, R = 3.3 ± 0.4 R©, Ve sin i < 20 км с-1. Используя полученные параметры и эволюционные треки, мы оценили примерный возраст звезды: lg t и 8.3.
3.1.6. HD 172271
Звезда HD 172271 из скопления IC4756 входит в состав многокомпонентной системы
WDS 18391+0535ABC (Mason et al., 2001). Лучевая скорость переменная и варьируется от VR = -34.5 км с-1 до VR = 2.87 км с-1 (Landstreet et al., 2008; Gebran et al., 2016; Gontcharov and Mosenkov, 2018).
Missana and Missana (1995), Gray and Corbally (2002) и Landstreet et al. (2008) в своих исследованиях определили, что HD 172271 является членом скопления.
Магнитное поле звезды впервые исследовали Landstreet et al. (2008). Авторы по одному спектру нашли слабое магнитное поле и однозначно классифицируют ее как магнитную Ap-звезду. С учетом наших двух измерений звезду можно считать немагнитной или со слабым магнитным полем Brms < 200 Гс, x2/n < 5.
Звезда обладает типичной кривой блеска типа ACV (переменность a2 CVn типа), которая описывается асимметричной одноволновой модельной кривой блеска с периодом P = 11d534 4 (Netopil et al., 2017; Jagelka et al., 2019).
По спектральным данным при помощи метода PCA Gebran et al. (2016) нашли физические параметры звезды: Teff = 10 800 K, lg g = 4.1, ve sin i = 100 км с-1. Используя данные параметры, мы оценили светимость звезды lg L/L© =2.3±0.3 и радиус R = 3.4 ± 0.6 R©, а по эволюционным трекам определили массу M = 3.5 ± 0.5 M© и возраст lg t и 8.6.
3.2. Звезды, отнесенные к скоплению a Per
3.2.1. HD 19805
Довольно яркая и близкая звезда HD 19805 имеет тип пекулярности He-weak, Si (Renson and Manfroid, 2009). Сведений о двойственности звезды в литературе нет, лучевая скорость измерена многими авторами и с учетом ошибок слабопеременная: (Vr) = -1.0 ± 2.6 кмс-1 (Grenier et al., 1999; Bobylev et al., 2006; Jonsson et al., 2020; Brandt, 2021).
В литературе имеется много работ, которые подтверждают, что звезда является членом скопления (Landstreet et al., 2008; Zuckerman et al., 2012).
Сведения о магнитном поле звезды впервые были представлены в каталогах Bychkov et al. (2003; 2009): Brms = 1040 ± 240 Гс, x2/n = 17.3. Landstreet et al. (2008) провели два измерения магнитного поля на спектрополяриметре ESPaDOnS и не обнаружили магнитное поле. Мы на ОЗСП провели девять измерений и также подтвердили отсутствие магнитного поля: Brms < 50 Гс, x2/n < 5. Следовательно, скорее всего в каталоге Bychkov et al. (2003) звезда ошибочно классифицирована как магнитная. Landstreet et al. (2008) по анализу спектров считают, что звезда HD 19805 является нормальной А-звездой.
В литературе указано довольно большое количество работ с исследованиями физических параметров по различным фотометрическим данным. Все они дают с учетом приведенных ошибок примерно одинаковые величины: Teff = 10 000 ± 400 K, lgg = 4.2 ± 0.3, lg L/Lq = 1.5 ± 0.1, M = 2.1 Mq, R = 1.9 Rq, Ve sini = 12 ± 5 кмс-1, lgt = 8.5 (Kochukhov and Bagnulo, 2006; Gontcharov, 2012; Shulyak et al., 2014; Silaj and Landstreet, 2014; McDonald et al., 2017; Glagolevskij, 2019).
3.2.2. HD 20135
Mason et al. (2001) классифицируют HD 20135 как двойную звезду, второй компонент системы находится на угловом расстоянии 0."2. В литературе указано несколько значений лучевой скорости, согласно которым она является слабопеременной и варьируется от Vr = -0.2 кмс-1 до Vr = 5.0 кмс-1 (Kraft, 1967; Petrie and Heard, 1969; Duflotet al., 1995).
Исследования магнитного поля впервые упоминаются в каталоге Bychkov et al. (2003): Brms = 560 ± 430 Гс, x2/n = 1.8. На ОЗСП нами было получено четыре спектра, по которым магнитное поле также не детектируется: Brms < 100 Гс, X2/n < 5 (Romanyuk et al., 2014).
Prosser (1992), Landstreet et al. (2007) и Zuckerman et al. (2012) в своих исследованиях подтверждают, что HD 20135 является членом скопления.
Физические параметры звезды изучены мало, их оценки имеют довольно большой разброс. Использовав фотометрические индексы системы Стремгрена из работы Paunzen (2015), мы получили следующие значения физических параметров: Teff = 8100±350 K, lg g = 4.0±0.2, R = 2.4±0.5Rq, lg L/Lq = 1.4 ± 0.2, Ve sin i = 35 ± 5 км с-1 (Glebo-cki and Gnacinski, 2005). По эволюционным трекам мы определили M = 2.0 ± 0.4Mq, lg t = 8.9.
3.2.3. HD21620
Яркую и близкую звезду HD 21620 Ghosh et al. (1999) по наличии эмиссии в линии Ha отнесли к типу B[e] звезд. В литературе нет сведений о двойственности звезды, диапазон изменения лучевой скорости VR от -12.0 кмс-1 до 2.96 кмс-1 (Wilson, 1953; Mermilliod, 1979; Gontcharov, 2012).
Исследование магнитного поля звезды нами проведено впервые. В спектре присутствует малое количество сильно уширенных спектральных линий. Поэтому измерения классическим методом невозможны. По измерению методом регрессии магнитное поле по нашим данным не обнаруживается: Brms < 200 Гс.
Вопрос о принадлежности звезды изучен в работе Kharchenko et al. (2004), в результатеустанов-лено, что она является членом скопления только по пространственному положению, но по собственному движению, лучевой скорости и фотометрическим индексам — нет.
Ее физические параметры определены только по фотометрическим данным: Teff = 9600 ± 300 K, lgg = 3.7±0.2, lg L/L© = 1.9±0.2, M = 2.6±0.4M©, R = 3.5±0.4R©, ve sini = 220±17кмс-1, lgt = 8.6 (Glie bocki and Gnacin ski, 2005; Gontcharov, 2012; Zorec and Royer, 2012; Paunzen, 2015; McDonald et al., 2017).
3.2.4. HD21699
Известная He-weak звезда HD 21699 является двойной системой WD S 03321+4801AB (Mason et al., 2001). Согласно Balega et al. (2012), спутник HD21699B находится на расстоянии 0.''067 от главного компонента HD21699A и слабее его на 2 m. 7 звездной величины, абсолютная звездная величина My (B) = 1m7 указывает на то, что это, скорее всего, поздняя А-звезда.
По исследованиям Kharchenko et al. (2004), Landstreet et al. (2007) и Zuckerman et al. (2012) звезда однозначно принадлежит скоплению.
Магнитное поле впервые зафиксировали Brown et al. (1985) и Glagolevskij and Chunakova (1985): Brms = 790 ± 375 Гс, x2/n = 9.3. Shultz et al. (2022) провели LSD-измерения магнитного поля по 26 спектрам ESPaDOnS и получили среднеквадратичное магнитное поле: Brms = 431 ± 19 Гс. Наши пять измерений магнитного поля также подтверждают его наличие: Brms « 500 Гс.
Shultz et al. (2022) по фотометрическим данным спутников TESS и Kepler K2, а также всем имеющимся магнитным измерениям уточнили период вращения звезды: P = 2d49187(7). Авторы отметили, что период звезды возможно переменный. Полученная фазовая кривая магнитных измерений
негармоничная, что говорит о том, что конфигурация магнитного поля отличается от простой ди-польной.
Физические параметры звезды довольно хорошо изучены по фотометрическим данным разными авторами и не различаются в пределах ошибок: Teff = 15 900 ± 500 K, lg g = 4.1 ± 0.2, Ve sin i = 35 км с-1, lg L/L© = 2.9 ± 0.2, M = 4.8 ± 0.4M©, R = 3.4 ± 0.6R©, lg t = 7.9 (Kochukhov and Bagnulo, 2006; Gontcharov, 2012; Paunzen, 2015; Netopil et al., 2017; Ghazaryan et al., 2019; Glagolevskij, 2019; Shultz et al., 2022).
3.2.5. HD 22136
Звезда HD 22136 яркая и довольно близкая, тип пекулярности He-weak, Si, является медленно пульсирующей B-звездой (Molenda-Zakowicz and Polubek, 2005).
Сведений о двойственности в литературе нет, но лучевая скорость переменная и меняется в диапазоне от VR = -1.5 км с-1 до VR = 12.0 км с-1 (Wilson, 1953; Kraft, 1967; Hubrig and Mathys, 1994; Bobylev et al., 2006; Gontcharov, 2012; Myers et al., 2015; Brandt, 2021).
Prosser (1992), Kharchenko et al. (2004) и Zuckerman et al. (2012) по результатам проведенных исследований сходятся во мнении, что HD 22136 по всем параметрам является членом скопления.
Ранее звезда на наличие магнитного поля не исследовалась. На ОЗСП мы получили пять спектров, по которым магнитное поле не найдено: Brms < 100 Гс.
Период вращения звезды изучали Bernhard et al. (2020) по фотометрическим рядам MASCARA: P = 0d 93111(3).
Физические параметры определены многими авторами по различным фотометрическим данным и в целом не различаются в пределах ошибок:
Teff = 12 700 ± 200 K, lg L/L© = 2.1 ± 0.2,
lg g = 4.2±0.3, M = 3.2±0.4M©, R = 2.2±0.5R©,
ve sin i = 15 ± 5 км с-1 и lg t = 8.3 (Hubrig and
Mathys, 1994; G te bocki and Gnacin ski, 2005; Gontcharov, 2012; Bailey and Landstreet, 2013; Silaj and Landstreet, 2014; Paunzen, 2015). Исследования параметров по спектральным материалам не проводилось.
В серии работ Alexeeva et al. (2016; 2018; 2020) проанализировано содержание Nel/lI, Mgl/lI, CI/II как в приближении LTE, так и не-LTE. В результате авторы не нашли существенных различий в LTE и не-LTE содержании этих элементов, в пределах ошибок полученные значения соответствует солнечному содержанию.
3.2.6. НО 22401
Химически пекулярная звезда НО 22401 спектрального класса А0 является членом скопления Ме1ойе20 (РгозБег, 1992; de Zeeuw Ы; а1., 1999; КЬагсИепко е1 а1., 2004; Landstгeet е1 а1., 2007; Zuckeгman е; а1., 2012).
Сведений о двойственности звезды в литературе нет. Лучевая скорость звезды слабопере-
-1
до
менная и варьируется от Vr = -3.0 км с Vr = 5.0 км с-1 (Duflot et al., 1995; Bobylev et al., 2006; Gontcharov, 2006).
Результаты первых исследований магнитного поля звезды представлены в каталоге Bychkov et al. (2003): Brms = 520 ± 400 Гс, x2/n = 1.8. В дальнейшем мы проводили ее наблюдения на ОЗСП. По пяти измерениям магнитное поле не обнаружено: Brms < 100 Гс.
Физические параметры звезды были изучены по фотометрическим данным многими авторами: Teff = 10 500 ± 400 K, lg g = 4.1 ± 0.2, lgL/L©= 1.8±0.2, M=2.5±0.3M©, R = 2.1 ±0.4R©, vesini = 37 кмс-1, lgt = 8.4 (Klochkova and Kopylov, 1985; Gontcharov, 2012; Paunzen, 2015; McDonald et al., 2017; Bochanski et al., 2018; Glagolevskij, 2019). Спектроскопических исследований не проводилось.
3.2.7. BD +49 916
Звезда BD +49 916 не отмечена в каталоге химически пекулярных звезд Renson and Manfroid (2009). Спектральный класс звезды B3, возможно, она является B[e] звездой (Morgan et al., 1955; Hiltner, 1956).
В литературе нет сведений о двойственности, одно значение лучевой скорости получено по спектрам LAMOST VR = -24.1 кмс-1 (Xiang et al., 2022).
Принадлежность звезды к скоплению остается под вопросом (Kharchenko et al., 2004). Судя по параллаксу п = 0.4982 mas (Brown et al., 2021) звезда находится за пределами скопления.
Магнитное поле BD +49 916 ранее никто не исследовал. Спектр звезды имеет малое количество сильно уширенных линий, поэтому измерение магнитного поля классическим методом невозможны. Два наших измерения методом регрессии показывают наличие слабого магнитного поля (Brms < 300 Гс), однако для его подтверждения необходимо провести дополнительные исследования.
Физические параметры звезды определены по спектрам LAMOST (Xiang et al., 2022): Teff = 19 740 K, lgg = 3.1, Ve sini = 100 кмс-1. Использовав эти параметры, данные о межзвездном поглощении (Zhang et al., 2005) и
параллаксе (Brown et al., 2021), по формулам из работы Moiseeva et al. (2019) и эволюционным трекам мы оценили остальные параметры звезды: lgL/Lq=3.7±0.5, M=8.0±0.6Mq, R = 9.5±0.8Rq, lg t w 7.7.
3.2.8. BD +49 967
Звезда BD +49 967 спектрального класса A3 предположительно относится к классу пекулярности Am (Kraft, 1967; Renson and Manfroid, 2009; Skiff, 2014).
Согласно литературным данным, лучевая скорость BD +49 967 переменная и варьируется от Vr = 6.0 км с-1 до Vr = 22.7 км с-1 (Kraft, 1967; Petrie and Heard, 1969; Bobylev et al., 2006; Jonsson et al., 2020). Сведений о двойственности в литературе нет.
Многочисленные исследования (Kraft, 1967; Prosser, 1992; Kharchenko et al., 2004; Zuckerman et al., 2012) подтверждают принадлежность звезды скоплению.
Магнитное поле звезды впервые исследовано нами. По пяти измерением поля не обнаружено, либо звезда является слабомагнитной: Brms < 300 Гс.
Физические параметры звезды изучены по спектрам APOGEE DR16 (R w 22 500) (Jonsson et al., 2020): Teff = 7160 ± 180 K, lgg = 3.8 ± 0.1, ve sin i = 85 км с-1. Остальные параметры получены по данным фотометрии: lg L/Lq = 1.1 ± 0.2, M = 1.7 ± 0.3Mq, R = 2.6 ± 0.4Rq (Paunzen, 2015; Sheikhi et al., 2016; McDonald et al., 2017).
3.3. Звезды, причисляемые к скоплению NGC 7092
3.3.1. HD205073
Яркая и довольно близкая звезда HD 205073 является двойной SB1 типа WDS J21314+4821AB (Kraicheva et al., 1980; Mason etal., 2001). Лучевая скорость переменна и меняется в диапазоне от Vr = -30.6 км с-1 до Vr = 18.0 км с-1 (Abt and Sanders, 1973; Landstreet et al., 2008).
По исследованиям Kharchenko et al. (2004) и Landstreet et al. (2008) звезда однозначно принадлежит скоплению.
Первые сведения о магнитном поле звезды приведены в каталоге Bychkov et al. (2003): Brms = 330 ± 350 Гс, x2/n = 0.5. Landstreet et al. (2008) по двум спектрам ESPaDOnS также не обнаружили магнитного поля. Принимая в расчет и наши измерения на ОЗСП, можно утверждать, что HD 205073 является немагнитной звездой: Brms < 100 Гс.
По спектральным данным ELODIE Prugniel et al. (2007) оценили следующие физические параметры: Teff = 9900 K, lg g = 3.7. Проекцию скорости вращения измерили Landstreet et al. (2008):
ve sin i = 16 км с-1. Используя перечисленные параметры и данные о межзвездном поглощении из работы Montalto et al. (2021), мы оценили светимость lg L/Lq = 1.9 ± 0.3 , R = 3.3 ± 0.4 Rq, по эволюционным трекам нашли M = 2.5 ± 0.4 Mq, lg t w 8.7.
3.3.2. HD205116
В литературе сведений о двойственности HD 205116 не найдено, однако лучевая скорость переменная, варьируется от Vr = -19.5 км с-1 до VR = 1.6 км с-1 (Abt and Sanders, 1973; Gontcharov, 2006).
Согласно исследованию Kharchenko et al. (2004), звезда по всем параметрам принадлежит скоплению.
Исследование магнитного поля HD205116 ранее не проводилось. По нашим четырем измерениям магнитное поле не обнаружено: Brms < 100 Гс.
Оценка физических параметров проводилась только по фотометрическим данным:
Teff = 9900 ± 400 K, lg g = 3.7 ± 0.2,
lg L/Lq = 2.3 ± 0.2, M = 2.9 ± 0.5Mq,
R = 3.9 ± 0.4Rq, ve sin i = 35 км с-1, lg t = 8.4
(Klochkova and Kopylov, 1985; Gontcharov, 2006; Paunzen, 2015; McDonald et al., 2017; Glagolevskij, 2019).
3.3.3. HD 205117
Химически пекулярная звезда HD 205117 типа пе-кулярности SrSi (Renson and Manfroid, 2009). В литературе сведений о двойственности нет, лучевая скорость переменная, меняется в диапазоне от Vr = -17.9 км с-1 до Vr = 24.6 км с-1 (Abt and Sanders, 1973; Gontcharov, 2006; Romanyuk et al., 2018).
Kharchenko et al. (2004) заключили, что звезда по всем параметрам принадлежит скоплению.
Магнитное поле звезды впервые исследовалось нами по наблюдательному материалу, который был получен на ОЗСП в 2011 году (Romanyuk et al., 2018). Включая наши новые пять измерений, HD 205117 скорее всего немагнитная или слабомагнитная звезда: Brms < 400 Гс, x2 < 5.
Физические параметры звезды по спектральному материалу были оценены в работе Moiseeva et al. (2019): Teff = 10 400 ± 400 K, lgg = 4.0 ± 0.2, lgL/Lq=1.9±0.3, M=2.5±0.5Mq, R = 2.6±0.5Rq, ve sini = 76 кмс-1. Параметры с учетом ошибок совпадают с результатами PCA-анализа из работы Gebran et al. (2016). Возраст звезды определили Gontcharov (2012) и Bochanski et al. (2018): lg t = 8.4.
Таблица 4. Среднеквадратичное магнитное поле по рассеянным скоплениям
Скопление (Bims) ± ^rmsi Гс Х2/п
1С 4756 200 ± 110 5.5
a Per 210 ± 120 5.4
NGC 7092 210 ± 125 3.1
3.3.4. HD 205198
В литературе отсутствуют сведения о двойственности звезды ИЭ 205198, но лучевая скорость
-1
до
переменная, меняется от Vr = -25.5 км с VR = 11.1 км с-1 (Abt and Sanders, 1973).
Исследование магнитного поля звезды мы проводили впервые. По нашим пяти измерениям магнитное поле не зафиксировано: Brms < 200 Гс.
Эффективную температуру и ускорение силы тяжести по спектрам ELODIE оценили Katz et al. (2011): Teff = 9900 K, lgg = 3.6, ve sin i = 40 км с-1 (Gliebocki and Gnaciriski, 2005). Остальные физические параметры были получены по фотометрическим данным: lg L/Lq = 1.7, M = 2.5Mq, R = 2.3Rq (Paunzen, 2015; McDonald et al., 2017). Используя эти параметры, по эволюционным трекам мы оценили возраст звезды: lg t и 8.7.
3.3.5. HD 205331
Согласно исследованию Abt and Sanders (1973), лучевая скорость звезды переменная, меняется в диапазоне от Vr = -18.2 км с-1 до Vr = -0.8 км с-1. Сведений о двойственности в литературе нет.
Магнитное поле звезды впервые было исследовано Kudryavtsev et al. (2006) по трем измерениям, которые не подтвердили его наличие. Landstreet et al. (2008) на ESPaDOnS также не обнаружили магнитное поле. С учетом наших новых шести измерений, скорее всего, HD 205331 немагнитная звезда: Brms < 200 Гс.
Согласно исследованиям Kharchenko et al. (2004) и Landstreet et al. (2008), звезда HD 205331 является членом скопления.
Физические параметры по спектрам ELODIE по массовой классификации определили Prugniel et al. (2007): Teff = 10160 K, lgg = 3.7, ve sin i = 30 км с-1 (Glebocki and Gnacinski, 2005). Используя эти данные и параметры из работ Oja (1991), Gontcharov (2012) и Brown et al. (2021), мы оценили lg L/Lq = 2.4 ± 0.3, M = 3.5 ± 0.5Mq, R = 3.7 ± 0.5Rq, возраст звезды lg t = 8.4 (Gontcharov, 2012).
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В результате мы провели магнитное исследование Ap/Bp-звезд в рассеянных скоплениях разного возраста IC4756, a Per, и NGC 7092. Наши измерения показывают значительные отличия по сравнению с ассоциацией Orion OB 1. Средние значения магнитного поля Brms по скоплениям представлены в таблице 4.
Таким образом, ни одна из 19 звезд в направлении трех старых скоплений не показывает продольное поле Brms более 1 кГс. По сравнению с ассоциацией Orion OB1 мы видим значительно (на порядок) меньшее поле в этих более старых группировках. Наш результат, с одной стороны, поддерживает теорию реликтового образования магнитного поля звезд. Однако, с другой стороны, возможно, он указывает на особые условия образования магнитных звезд в ассоциации Orion OB 1.
В данной работе мы не определяли самостоятельно принадлежность звезд выборки к скоплениям. Как показало предпринятое нами исследование, лишь для малого количества звезд было проведено магнитное моделирование. Для многих объектов физические параметры оценивались по фотометрическим разнородным данным, что понижает надежность их определения. В будущем мы надеемся решить этот вопрос по нашим однородным спектральным данным.
БЛАГОДАРНОСТИ
В работе использовались базы данных SIMBAD, VizieR, WEBDA, NASA's Astrophysics Data System (ADS). Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации. Обновление приборной базы осуществляется в рамках национального проекта «Наука и университеты».
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Наблюдения, обработка спектрального материала, магнитные измерения и анализ физических параметров были выполнены благодаря финансированию Российским Научным Фондом (грант РНФ №21-12-00147).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. H. A. Abt and W. L. Sanders, Astrophys. J. 186, 177
(1973).
2. W. S. Adams, A. H. Joy, R. F. Sanford, and
G. Stromberg, Astrophys. J. 70, 207 (1929).
3. S. Alexeeva, T. Chen, T. Ryabchikova, et al.,
Astrophys. J. 896 (1), id. 59, 15 (2020).
4. S. Alexeeva, T. Ryabchikova, L. Mashonkina, and
S.Hu, Astrophys. J. 866 (2), article id. 153, 18(2018).
5. S. A. Alexeeva, T. A. Ryabchikova, and
L. I. Mashonkina, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 462 (1), 1123(2016).
6. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and
Astrophys. 475 (3), 1053 (2007).
7. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
8. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and
Astrophys. 389, 191 (2002).
9. J. D. Bailey and J. D. Landstreet, Astron. and
Astrophys. 551, id. A30, 9 (2013).
10. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67 (1), 44 (2012).
11. K. Bernhard, S. Hümmerich, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 493 (3), 3293 (2020).
12. V. V. Bobylev, G. A. Goncharov, and A. T. Bajkova, Astronomy Reports 50 (9), 733 (2006).
13. J. J. Bochanski, J. K. Faherty, J. Gagne, et al., Astron. J. 155 (4), article id. 149, 17(2018).
14. T. D. Brandt, Astrophys. J. Suppl. 254 (2), id. 42, 14 (2021).
15. D. N. Brown, S. N. Shore, and G. Sonneborn, Astron. J. 90, 1354(1985).
16. A. G. A. Brown et al. (Gaia Collab.), Astron. and Astrophys. 649, id. A1, 20(2021).
17. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Astron. and Astrophys. 407, 631 (2003).
18. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394 (3), 1338 (2009).
19. T. Cantat-Gaudin, A. Vallenari, R. Sordo, et al., Astron. and Astrophys. 615, id. A49, 15(2018).
20. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
21. G. A. Chountonov, Astrophysical Bulletin 71 (4), 489 (2016).
22. P. T. de Zeeuw, R. Hoogerwerf, J. H. J. de Bruijne, et al., Astron. J. 117 (1), 354 (1999).
23. M. Duflot, P. Figon, and N. Meyssonnier, Astron. and Astrophys. Suppl. 114, 269 (1995).
24. P. M. Frinchaboy and S. R. Majewski, Astron. J. 136 (1), 118(2008).
25. M. Gebran, W. Farah, F. Paletou, et al., Astron. and Astrophys. 589, id. A83, 10 (2016).
26. S. Ghazaryan, G. Alecian, and A. A. Hakobyan, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 487 (4), 5922 (2019).
27. K. K. Ghosh, K. M. V. Apparao, and S. Pukalenthi, Astron. and Astrophys. Suppl. 134, 359(1999).
28. Y. V. Glagolevskij, Astrophysical Bulletin 74 (1), 66 (2019).
29. Y. V. Glagolevskij and N. M. Chunakova, Astrofiz. Issled.: Izvestiya Spets. Astrofiz. Obs. 19, 37 (1985).
30. R. Glebocki and P. Gnaciriski, in Proc. 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, ESA Special Publication, 2005, Ed. by F. Favata, G. A. J Hussain, and B. Battrick, 560,571 (2005).
31. G. A. Gontcharov, Astronomy Letters 32 (11), 759 (2006).
32. G. A. Gontcharov, Astronomy Letters 38 (12), 771 (2012).
33. G. A. Gontcharov and A. V. Mosenkov, VizieR Online Data Catalog: HIP and TGAS stars reddening and extinction (2018).
34. R. O. Gray and C. J. Corbally, Astron. J. 124 (2), 989 (2002).
35. S. Grenier, M. O. Baylac, L. Rolland, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 137,451 (1999).
36. W. A. Hiltner, Astrophys. J. Suppl. 2, 389 (1956).
37. S. Hubrig and G. Mathys, Astronomische Nachrichten 315 (5), 343 (1994).
38. M. Jagelka, Z. Mikulasek, S. Hümmerich, and E. Paunzen, Astron. and Astrophys. 622, id. A199, 7 (2019).
39. H. Jonsson, J. A. Holtzman, C. Allende Prieto, et al., Astron. J. 160 (3), id. 120(2020).
40. D. Katz, C. Soubiran, R. Cayrel, et al., Astron. and Astrophys. 525, id. A90, 15 (2011).
41. P. Kervella, F. Arenou, and F. Thevenin, Astron. and Astrophys. 657, id. A7, 26 (2022).
42. N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, S. Roser, et al., Astronomische Nachrichten 325 (9), 740 (2004).
43. V. G. Klochkova and I. M. Kopylov, Sov. Astron. 29, 549(1985).
44. O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astron. and Astrophys. 450 (2), 763 (2006).
45. R. P. Kraft, Astrophys. J. 148, 129(1967).
46. Z. Kraicheva, E. Popova, A. Tutukov, and L. Yungelson, Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires 19, 71 (1980).
47. D. O. Kudryavtsev, in Proc. Int. Meeting on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Nizhnij Arkhyz, Spec. Astrophys. Obs. RAS, Russia, 1999, Ed. by Y. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Spec. Astroph. Obs. RAS, Nizhnij Arkhyz, 2000), p. 84.
48. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804(2006).
49. J. D. Landstreet, S. Bagnulo, V. Andretta, et al., Astron. and Astrophys. 470 (2), 685 (2007).
50. J. D. Landstreet, J. Silaj, V. Andretta, et al., Astron. and Astrophys. 481 (2), 465 (2008).
51. L. Lipski and K. Stepien, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 385 (1), 481 (2008).
52. V. Makaganiuk, O. Kochukhov, N. Piskunov, et al., Astron. and Astrophys. 525, id. A97, 12 (2011).
53. B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf, et al., Astron. J. 122 (6), 3466(2001).
170
POMAH^K h Äp.
54. I. McDonald, A. A. Zijlstra, and R. A. Watson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 471 (1), 770 (2017).
55. J. C. Mermilliod, Bull. Inf. Centre Donnees Stellaires 16,2(1979).
56. M. Missana and N. Missana, Astron. J. 109, 1903 (1995).
57. A. V. Moiseeva, I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 62 (2019).
58. J. Molenda-Zakowicz and G. Polubek, Acta Astronomica 55, 375 (2005).
59. M. Montalto, G. Piotto, P. M. Marrese, et al., Astron. and Astrophys. 653, id. A98, 23 (2021 ).
60. W. W. Morgan, A. D. Code, and A. E. Whitford, Astrophys. J. Suppl. 2,41 (1955).
61. J. R. Myers, C. B. Sande, A. C. Miller, et al., VizieR Online Data Catalog: SKY2000 Master Catalog, Version 5 (2015).
62. M. Netopil, E. Paunzen, S. Hümmerich, and K. Bernhard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 468 (3), 2745 (2017).
63. P North and R. Kroll, Astron. and Astrophys. Suppl. 78,325(1989).
64. T. Oja, Astron. and Astrophys. Suppl. 89, 415 (1991).
65. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
66. E. Paunzen, Astron. and Astrophys. 580, id. A23, 3 (2015).
67. E. Paunzen, Z. Mikulasek, R. Poleski, et al., Astron. and Astrophys. 556, id. A12, 9 (2013).
68. R. M. Petrie and J. F. Heard, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria 13, 329 (1969).
69. C. F. Prosser, Astron. J. 103, 488 (1992).
70. P. Prugniel, C. Soubiran, M. Koleva, and D. Le Borgne, arXiv e-prints astro-ph/0703658 (2007).
71. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498 (3), 961 (2009).
72. I. I. Romanyuk, A. V. Moiseeva, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 78 (1), 36 (2023).
73. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427(2014).
74. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 73 (2), 178 (2018).
75. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 55 (2019).
76. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (1), 39 (2021a).
77. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (2), 163 (2021b).
78. E. Semenko, I. Romanyuk, I. Yakunin, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 515 (1), 998(2022).
79. N. Sheikhi, M. Hasheminia, P. Khalaj, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 457 (1), 1028 (2016).
80. M. E. Shultz, S. P. Owocki, A. ud-Doula, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 513 (1), 1429 (2022).
81. D. Shulyak, C. Paladini, G. Li Causi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 443 (2), 1629 (2014).
82. J. Silaj and J. D. Landstreet, Astron. and Astrophys. 566, id. A132, 18(2014).
83. B. A. Skiff, VizieR Online Data Catalog: Catalogue of Stellar Spectral Classifications (2014).
84. K. G. Strassmeier, J. Weingrill, T. Granzer, et al., Astron. and Astrophys. 580, id. A66, 21 (2015).
85. R. E. Wilson, General catalogue of stellar radial velocities (Carnegie Institute Washington, Washington, 1953).
86. M. Xiang, H.-W. Rix, Y.-S. Ting, et al., Astron. and Astrophys. 662, id. A66, 30 (2022).
87. P. Zhang, P. S. Chen, and H. T. Yang, New Astronomy 10 (4), 325 (2005).
88. J. Zorec and F. Royer, Astron. and Astrophys. 537, id. A120, 22 (2012).
89. B. Zuckerman, C. Melis, J. H. Rhee, et al., Astrophys. J. 752 (1), article id. 58, 12 (2012).
Magnetic Stars in Clusters of Different Ages. II. Open Clusters IC 4756, a Per and
NGC7092
1.1. Romanyuk1, A. V. Moiseeva1, I. A. Yakunin1 and V. N. Aitov1
1Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences, Nizhny Arkhyz 369167, Russia
This paper presents the results of magnetic field measurements for 19 chemically peculiar stars in three open star clusters IC 4756, a Per, NGC 7092. More than 80 spectra of circularly polarized radiation were obtained with the Main Stellar Spectrograph (MSS) at the 6-m BTA telescope of SAO RAS. It was found that the magnetic field value in these clusters is more than three times less than in the young Orion OB1 association. Apparently, unique conditions developed in this association allowed the generation of super-strong magnetic field during the formation of stars.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar—open clusters and associations: individual: IC 4756, a Per and NGC 7092
