CC BY
19
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 4, с. 457-484
УДК 524.3;524.35
О МЕХАНИЗМАХ, РАЗДЕЛЯЮЩИХ ЗВЕЗДЫ НА НОРМАЛЬНЫЕ И ХИМИЧЕСКИ ПЕКУЛЯРНЫЕ
©2017 Ю. В. Глаголевский*
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 28 апреля 2017 года; принята в печать 5 октября 2017 года
В работе приводятся доводы в пользу предположения, что магнитные и немагнитные протозвезды, из которых сформировались СР-звезды, — это те объекты, которые имели скорости вращения родительского облака V меньше критической величины Ус. При V больше критической величины в протозвездном коллапсирующем облаке возникает дифференциальное вращение, закручивающее магнитные силовые линии в «невидимую» тороидальную форму и нарушающее стабильность атмосферы. У магнитных протозвезд потеря момента вращения происходит вследствие магнитного торможения, у металлических протозвезд потеря момента вращения происходит вследствие приливных взаимодействий с тесным компонентом. HgMn-звезды, скорее всего, не подвергались воздействию какого-либо механизма торможения, а возникли из самых медленных протозвездных ротаторов. Граница Ус, на которой возникает дифференциальное вращение, не является резкой. Чем медленнее вращается протозвезда, тем больше вероятность прекращения дифференциального вращения и больше вероятность формирования СР-звезды.
Ключевые слова: звезды: магнитные поля — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Давно известно, что магнитные Ар-, металлические Am-, HgMn-звезды и другие химически пекулярные (CP) объекты обладают характерным свойством — медленным относительно нормальных звезд вращением. Стемпиен [1], затем Стем-пиен и Ландстрит [2] приводили аргументы в пользу гипотезы, что магнитные химически пекулярные звезды могли потерять момент вращения под действием магнитного поля до Главной последовательности (ГП). При этом предполагалось, что потеря момента вращения должна быть больше у звезд с малыми массами, потому что их время эволюции до ГП больше. Действительно, в работе [3] показано, что степень торможения магнитных протозвезд обратно пропорциональна их массе и пропорциональна величине магнитного поля. Но как быть с немагнитными химически пекулярными звездами? Первейшая проблема состояла всегда в том, чтобы объяснить, почему быстро вращающиеся (50—250 км с-1) звезды имеют нормальный химический состав, тогда как у медленно вращающихся звезд (0—100 км с-1) химический состав аномальный. Можно было заподозрить, что малая скорость вращения необходима для формирования Ар, Am, HgMn и других химически пекулярных
E-mail: [email protected]
звезд. Давно уже предполагалось, что магнитные Ар-звезды потеряли момент вращения вследствие наличия магнитного поля, а в тесных двойных системах Ат-звезд потеря момента вращения могла происходить вследствие приливных взаимодействий [4, 5]. Рассмотрим эти проблемы подробно.
2. ВЕРОЯТНЫЕ МЕХАНИЗМЫ ПОТЕРИ МОМЕНТА ВРАЩЕНИЯ
Ар-звезды. Частота встречаемости тесных спектроскопических двойных среди магнитных Ар-звезд — 20%, что для Б1-, БгСгЕи-звезд очень малая величина [6]. В то же время количество визуальных двойных представляется нормальным для всех подгрупп СР-звезд. Таким образом, среди СР-звезд БгСгЕи- и Б1-типов, имеющих сильные магнитные поля, нет тесных двойных с малым разделением — 106—109 км [6]. Следовательно, медленное вращение магнитных Ар-звезд не может быть результатом приливных взаимодействий. Все Ар-звезды наблюдаются в системах с большим разделением — 1010—5 х 1011 км (таблица 1). И можно заключить, что малые скорости вращения у СР-звезд скорее обусловлены потерей момента вращения родительского намагниченного облака при участии магнитного поля [3, 7], а не приливным взаимодействием в протозвездной фазе.
НцМи-звезды. Для HgMn-звезд частота встречаемости тесных двойных 40% считается нормальной [6]. Кроме того, HgMn-звезды (как и все Aр звезды) наблюдаются в системах с большим разделением, 1010—5 х 1011 км. Таким образом, среди HgMn-объектов тесных пар мало, и потеря момента вращения путем тесного взаимодействия происходить не может, так же, как и не могло быть магнитного торможения (таблица 1). В качестве предварительной гипотезы можно предположить, что родительские протозвезды изначально имели малые скорости вращения.
Ат-звезды являются членами спектрально-двойных систем с наиболее часто наблюдаемым периодом около четырех дней, т.е. все они коротко-периодические [8]. А значит, среди Am-звезд могли возникнуть условия для торможения приливными взаимодействиями в стадии гравитационного коллапса (таблица 1). Однако среди нормальных звезд, которые занимают ту же область А4—F2IV, V, что и Am-звезды, все двойные имеют периоды больше 100 дней, и среди нормальных звезд A-типа нет короткопериодических двойных [8] (см. таблицу 1). Так что Am-звездами стали, скорее всего, только те объекты, родительские прото-звезды которых имели близкий компаньон. На основании вышеизложенного можно заключить, что приливное взаимодействие, вызванное членством в тесных двойных системах (Р < 100 дней), приводит к малым скоростям вращения, в то время как одиночные звезды или члены широких двойных имеют большие вращательные скорости. Это позволило Абту [8] сделать общее предположение, что именно медленное вращение является критическим свойством, позволяющим появляться пекулярностям в Am-звездах.
В работе [3] обсуждалась проблема торможения протозвездных магнитных облаков магнитным полем. Показано, что наиболее благоприятные условия для этого возникают именно в фазах эволюции до нестабильной фазы Хаяши. Магнитные медленные ротаторы образуются в результате торможения протозвездного облака магнитным полем. В то же время немагнитные медленные ротаторы Am-типа возникают из-за торможения протозвездных облаков в тесных двойных системах вследствие приливных взаимодействий, поэтому немагнитными медленными ротаторами Am-типа становятся только те протозвезды, у которых был близкий компаньон.
Немагнитные медленные ротаторы HgMn-типа не могли затормозиться ни магнитным полем, ни путем приливных взаимодействий с тесным компонентом. Остается предположить, что, в отличие от Ар- и Am-звезд, HgMn-звезды должны, по-видимому, происходить из самых медленных ротаторов.
3. ВЕРОЯТНЫЙ МЕХАНИЗМ ОТДЕЛЕНИЯ НОРМАЛЬНЫХ ЗВЕЗД
Почему для формирования химически пекулярных звезд необходимо медленное вращение? В работе [8] Абт высказал идею о том, что, если аномальные спектры химически пекулярных звезд указывают на реальные аномалии содержания химических элементов в их поверхностных слоях, то быстрое вращение нормальных звезд может вызывать меридиональную циркуляцию (в стадии эволюции на ГП), которая «размешивает» аномальное поверхностное вещество до нормального содержания. В нашей версии [3] эта проблема рассматривается с другой точки зрения, а именно: при быстром вращении магнитной и немагнитной СР-протозвезды на стадии гравитационного коллапса возникает дифференциальное вращение, которое закручивает магнитное поле в тороидальный вид, формируя таким образом «нормальные» про-тозвезды. В медленных магнитных и немагнитных ротаторах этого не происходит [9, 10], магнитное поле сохраняется. Медленное вращение способствует также стабилизации атмосферы, в которой развиваются известные диффузионные процессы.
В дальнейшем при построении разных зависимостей мы использовали данные о v sin i из таблицы 2. К сожалению, после классических работ Абта и его сотрудников никто не занимался систематическими измерениями v sin i. Можно найти информацию только для отдельных звезд. По нашим предварительным данным [11], а также в соответствии с рис.1а—1d, звезды разных типов пекулярности имеют максимальную скорость вращения в среднем vmax & 175 км с-1 (здесь и далее v sin i представляет собой проекцию экваториальной скорости вращения v звезды на луч зрения, i — угол между осью ее вращения и лучом зрения). Середина всех распределений Ntot — v sin i приходится на v sin i &50 — 75 км с-1 при максимуме примерно на 20—25 км с-1. Величина v sin i зависит от угла i, поэтому рассматриваемые графики, в которых использованы данные для большого количества звезд, соответствуют некоторому среднему значению угла. В работе [3] показано, что граница перехода между магнитными и нормальными звездами приходится на величину периода вращения P & 1d, что соответствует средней величине v sin i & 50 км с-1. Мы не знаем периодов вращения немагнитных СР-звезд и не можем найти для них граничную величину lg P, но, исходя из того, что форма распределения N — v sin i у немагнитных СР-звезд примерно такая же, как и у магнитных, как это видно из работы [11] и на рис. 1, имеем полное основание предполагать, что для всех СР-звезд, магнитных и немагнитных, граничная
Таблица 1.
Свойство Нормальные А-звезды Аш Ар HgMn
Вид спектра Нормальный Пекулярный Пекулярный Пекулярный
Вращение Быстрое Медленное Медленное Медленное
Кратность (тесные двойные) Нет Практически все Нет Нет
Кратность (широкие двойные) Есть Нет Есть Есть
величина равна lg P & 0 [d], причем она соответствует величине v sin i & 50 км с-1. Это указывает на наличие единого механизма, отделяющего нормальные звезды от химически пекулярных. Мы предполагаем, что этот механизм — дифференциальное вращение, возникающее в протозвездном облаке при превышении критической скорости его вращения.
На рис. 2 показано распределение нормальных звезд IV—V классов светимости по скоростям вращения в диапазоне спектральных классов ВО—F5, т.е. в том же диапазоне, в котором находятся СР-звезды (рисунок построен по данным из работы [2]). Хорошо заметно резкое различие между распределениями для нормальных и пекулярных звезд. Очевидно, что оно обусловлено разными механизмами их формирования. Рассматривая зависимости N — v sin i для звезд разных типов пекулярности, приведенные на рис. 1, а также в работе [11], видим, что они задают в первом приближении распределение звезд по скоростям вращения. Отсюда следует, что чем меньше скорость вращения, тем больше вероятность образования СР-звезд [11]. Форма распределения не зависит от механизма торможения. Скорее всего, она определяется шириной и профилем границы разделения нормальных и СР-звезд. Граница нерезкая, причем чем медленнее звезда вращается, тем больше вероятность остановки дифференциального вращения и, соответственно, больше число будущих СР-звезд. При сдвиге в сторону больших скоростей граница становится более размытой, и СР-звезд в этой области меньше. Вследствие нечеткости границы разделения встречаются звезды с периодом вращения, меньшим граничной величины P < 1d. Итак, разделение СР- и нормальных звезд (на стадии протозвезд) зависит только от скорости вращения. СР-звезды — это те объекты, которые имели скорости вращения родительского облака V меньше критической величины Vc (V < Vc). Очевидно также, что магнитное поле не влияет заметно на процесс разделения, т.к. форма зависимостей на рис. 1 для всех типов СР-звезд примерно одинакова [11]. Таким образом, малая скорость вращения является необходимым условием для отделения СР-звезд от
нормальных. С другой стороны, малая скорость вращения является необходимым условием для формирования аномального химического состава. Основываясь на теории меридиональной циркуляции [12, 13], Мишо [14] нашел, что в Ар-звездах может возникнуть диффузия только при скорости вращения менее 90 км с-1, а в Ат-звездах — менее чем примерно 120 км с-1 [15]. При больших скоростях появляется активная меридиональная циркуляция, которая нарушает условия возникновения диффузионных процессов. Очевидно, что это происходит и у магнитных, и у немагнитных СР-звезд в одинаковой степени. Такова возможная двойственность роли вращения в формировании химически пекулярных звезд.
Вероятно, диапазон скоростей вращения прото-звездного облака, в котором происходит формирование дифференциального вращения, в небольшой степени зависит от массы. Для звезд Не-г+Не-"№ он явно шире (см. рис. 1Ь). У некоторых звезд момент возникновения дифференциального вращения приходится на очень большие скорости (БгСгЕи-, ^Мп-звезды).
4. СТАДИЯ ЭВОЛЮЦИИ, В КОТОРОЙ ПРОИСХОДИТ РАЗДЕЛЕНИЕ
Важно понять, на какой стадии эволюции происходит разделение звезд. Очевидно, длительность фазы потери момента вращения магнитной про-тозвездой с участием магнитного поля ограничивается началом нестабильной фазы Хаяши, в которой магнитные силовые линии запутываются, и глобальное дипольное магнитное поле ослабляется. Необходимо также, чтобы граница ^ Р & 0 была достаточно устойчивой: в нестабильной фазе граница была бы неопределенной. Следовательно, процесс перехода магнитной протозвезды в нормальную ограничивается тоже этим моментом. Что касается Ат-звезд, то следует рассмотреть условия формирования тесных пар. Механизм формирования двойных звезд обсуждается в работе [16]. Согласно модели гравитационного коллапса вращающихся протозвездных облаков, на этом этапе возможно формирование двойных
П 'г
И 'г
20
15
10
1
1
I
(с) ■
_|_I_1_
II-'-г
60
50
40
30
20
10
(d)
_12ZZZL.
50 100 150 200 250 300 350
v sin i, km s-1
50 100 150 200
v sin i, km s-1
250 300 350
Рис. 1. Распределение химически пекулярных звезд по скоростям вращения: (Ь) — He-r+He-w-звезды, — HgMn-звезды, — Am-звезды.
— SrCrEu-звезды,
v sin i, km s-1
Рис. 2. Распределение нормальных звезд по скоростям вращения.
систем [17]. Основной результат состоит в том, что, если удельный угловой момент протозвезд-ного облака l> 1020(M/M0)23 смс-1, то центральная часть разделится, возникнет два ядра.
И в зависимости от величины l сформируются тесные или широкие пары. Вероятно, и замедление Am-протозвезд происходит до нестабильной фазы Хаяши. Механизм разделения един, так как граница разделения практически одинакова для всех типов СР-звезд, как это видно при сравнении формы распределений N — v sin i (рис. 1a—1d). Достаточно надежно установлено [3], что магнитные звезды приобрели малые скорости вращения еще на стадии коллапса протозвездных облаков из-за торможения магнитным полем. Am-звезды тормозятся из-за приливных взаимодействий с тесным компонентом, и не совсем ясно, на какой стадии эволюции это происходит. Однако, учитывая, что граница lg P & 0 [d] такая же, как для Ар-звезд, можно предположить, что и стадия та же, т.е. промежуток времени от начала гравитационного коллапса до нестационарной фазы Хаяши. Можно заключить, что, в отличие от Ар- и Am-, HgMn-звезды должны формироваться из самых медленных ротаторов распределения. Из тех же соображений и момент разделения, по-видимому, такой же, как у Ар- и Am-звезд.
О МЕХАНИЗМАХ, РАЗДЕЛЯЮЩИХ ЗВЕЗДЫ НА НОРМАЛЬНЫЕ И ХИМИЧЕСКИ 5. ЗАМЕЧАНИЯ К ТАБЛИЦЕ 2
Рисунки 1 а— 1d и рис. 2 построены по данным из таблицы 2, куда включено большое количество новых оценок v sin i, по сравнению с работой [11], поэтому зависимости стали более четкими. Для v sin i & 0 — 10 км с-1 измерения, как правило, неуверенные. Список далеко не полный, но достаточный для выполнения нашей задачи. В первом столбце таблицы 2 указан номер звезды, во втором — тип пекулярности, в третьем — оценки величин v sin i, взятые из разных источников, приведенных в пятом столбце, а в четвертом даны средние величины v sin i.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Принимая во внимание все вышеизложенное, можно сделать следующие выводы.
1. Медленное вращение магнитных и немагнитных протозвезд, из которых формируются СР-звезды, является необходимым условием отделения от них нормальных быстровращающихся протозвезд. Магнитные и немагнитные протозвез-ды, из которых сформировались СР-звезды, — это те объекты, которые имели скорости вращения родительского облака V меньше критической
величины Vc (V < Vc). При V больше критической в протозвездном коллапсирующем облаке возникает дифференциальное вращение, закручивающее магнитные силовые линии в тороидальную форму и нарушающее стабильность атмосферы.
2. Процесс разделения протозвезд происходит, скорее всего, до нестабильной фазы Хаяши, потому что в нестабильной стадии, а также в стадии молодой лучистой звезды вряд ли это возможно.
3. Одним из самых важных факторов, определяющих происхождение и эволюцию магнитных и немагнитных СР-звезд, является действие механизма потери их момента вращения. У магнитных протозвезд это происходит вследствие магнитного торможения, у металлических протозвезд причиной потери момента вращения являются приливные взаимодействия с тесным компонентом. Что касается HgMn-звезд, то можно предположить, что они не подвергались влиянию какого-либо механизма торможения, а возникли из самых медленных про-тозвездных ротаторов.
4. Граница Ус, на которой возникает дифференциальное вращение, не является резкой. Чем медленнее вращается протозвезда, тем больше вероятность прекращения дифференциального вращения.
Таблица 2.
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
315 Si 70:, 70 70 [18, 19]
358 HgMn 52, 50, 53 52 [20-22]
952 Si 65 65 [19]
965 SrCrEu 90 90 [20]
1048 Si 65,20 42: [19, 23]
2453 SrCrEu 0 0 [19]
3322 HgMn 15,25 20 [19,21]
3326 SrCrEu 98 98 [19]
3360 He-r 17, 22, 10, 16 16 [18,20,21,24]
3580 Si 90 90 [25]
4058 Am 40, 73, 60 58 [19,24,26]
4335 HgMn 15 15 [21]
4778 SrCrEu 33 33 [19]
5128 Am 28 28 [19]
5737 He-w 7, 20, 0 9 [20,21,24]
6116 Am 35 35 [19]
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
6658 Ат 73, 84, 103 87 [19,20, 24]
6668 Ат? 70 70 [19]
6783 <30 <30 [25]
6397 БгСгЕи 6, <10 8 [18, 20]
7374 HgM.ii 25,28 26 [21,23]
7853 Ат 47 47 [19]
8374 Ат 33,70 35 [19, 20]
8783 БгСгЕи <30 <30 [25]
8801 Ат 68 68 [19]
9030 Ат 75,75 75 [19, 20]
9298 50 50 [21]
9484 15 15 [19]
9531 215:, 150, 175 180 [20,21,23]
9996 БгСгЕи 23, 50, 20, 21 28 [19-21,23]
10221 Б1+ 10, 39, 30, 27, 18 19 [19, 20,24-26]
10783 Б1+ 20,25 22 [27, 28]
10840 Б1+ <30 <30 [25]
11291 25 25 [21]
11502(1) Б1+ 115,45, 152, 182 123 [18-20,24]
11503(2) Б1+ 185,51, 100,60,62 92 [19-21,24,28]
11529 Не-\у 34,30, 15, 36, 16 26 [20-22, 24, 28]
11415 Не-\у 24, 30, 37 30 [20,21,28]
11905 40 40 [21]
12288 БгСгЕи 0 0 [19]
12447 Б1+ 49, 70, 87, 56 65 [18-20,23]
12767 35, 87,45,61,60 58 [19-21,23,24]
12869 Ат 10, 16,0 9 [19,20, 24]
13372 Ат 15 15 [19]
14171 Б1+ 20,30 25 [19,21]
14392 Ат 70,90, 105:, 88, 91 89 [19,21-23,28]
14437 БгСгЕи 3.3 3.3 [29]
15089 БгСгЕи 40,51,43, 17 38 [19,20, 23,24]
15144 БгСгЕи 23, 18, 20 20 [19,23, 28]
16004 HgMn 30 30 [21]
16605 Б!? 13 13 [28]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
16693 Si 22 22 [28]
16705 He-w 75 75 [28]
16727 HgMn 20 20 [21]
16728 Si 84 84 [28]
16769 Am 30,35 32 [19, 26]
17471 Si 46 46 [18]
17581 Am? 18 18 [19]
18078 SrCrEu 0.07 0.07 [30]
18296 Si+ 10,5,25, 14 13 [19-21,23]
18473 Si 75 75 [26]
18557 Am 15 15 [19]
18769 Am 43 43 [19]
19400 He-w 44 44 [20]
19805 He-w 20, 15 17 [20, 28]
19832 Si 103, 85, 110, 128 106 [18, 19,21,23]
20135 Si 35,27 31 [20, 28]
20210 Am 13 13 [19]
20283 Si? 215: 215: [19]
20320 Am 71, 68, 70 70 [19,20, 24]
21699 He-w 59, 35, 52, 37, 40, 35 43 [20,21,24,28,31,32]
21877 Am? 60 60 [20]
21912 Am 91, 100 95 [19, 26]
22114 He-w 75 75 [28]
22136 He-w 25,27 26 [20, 28]
22327 He-w 75 75 [28]
22374 SrCrEu 5 5 [28]
22401 SrCrEu 35,37 36 [20, 28]
22470 He-w 65, 190, 60, 65, 188 114 [19-21,23,24]
22488 SrCrEu 125 125 [25]
22920 He-w 121, 30, 121, 120 98: [20,21,23,24]
23277 Am 41,40 40 [19, 24]
23207 SrCrEu <30 <30 [25]
23387 He-w 23,27 25 [18, 28]
23408 He-w 38,30 34 [20,21]
23850 He-w 182,212, 170, 180 186 [18,20,21,24]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
23950 He-w 102, 55, 70,75 75 [20,21,24,28]
23964 He-w 39, 18 25 [18, 28]
24155 Si 47, 35, 52 45 [18,21,22]
24188 Si <30 <30 [25]
24321 He-w 180 180 [28]
24712 SrCrEu <10 <10 [19]
24769 Si 70, 110,60 80 [18,20,21]
25267 Si 20, 34, 30, 22, 22 26 [19-21,23,24]
25425 Am? 40 40 [20]
25823 Si 15,21,25, 18,23 20 [19-21,23,28]
26553 Am <10, 50 <30 [19, 20]
26571 Si 20 20 [21]
26591 Am 25,45 35 [19, 26]
26961 Si 70,81,85,95 83 [19,20, 24,26]
27045 Am 68, 60, 60 63 [19,20, 24]
27295 HgMn 10,2, 20, 9, <10 10 [19-21,28]
27309 Si+ 44, 35, 46, 44, 43 42 [18-20,23,28]
27376 HgMn 20,40 30 [21,24]
27411 Am 18 18 [19]
27463 SrCrEu 40 40 [25]
27628 Am 25, 15 20 [19, 20]
27749 Am 15, <12, <30 <19 [19,20, 24]
28204 Am? 23 23 [19]
28226 Am 93, 100, 110 101 [19,20, 24]
28299 Si <30 <30 [25]
28546 Am 31,23, 46 33 [19,20, 24]
28929 HgMn 55 55 [21]
29009 Si 55 55 [21]
29140 Am 28,25 26 [19, 24]
29305 Si 157, 82, 175 138 [20, 23, 24]
29479 Am 53,75 64 [19, 24]
29573 Am 31,43, 40 38 [19,20, 24]
30121 Am 65, 68, 70 68 [19,20, 24]
30210 Am 63, 64, 86 71 [19,20, 24]
30453 Am 15 15 [19]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
30612 <30 <30 [25]
31225 БгСгЕи <30 <30 [25]
31592 Ат 170 170 [20]
32428 Ат 68 68 [19]
32549 34, 30, 36, 33, 29, 43 34 [18-20, 23,24,28]
32633 Б1+ 23,20 21 [33, 34]
32650 15, 50, 26, 47 34 [19,20, 23,24]
33054 Ат 35, 52, 56 48 [19,20, 24]
33204 Ат 45, <30 37 [19, 20]
33647 ^Мп 32 32 [21]
33641 Ат 81,83, 84 83 [19,20, 24]
33654 50,46 48 [19, 20]
33904 ^Мп <10,0, 0,21 8 [19,20, 24,28]
33959 Ат 21,33 27 [19, 20]
34060 Б1+ 65 65 [25]
34317 Ат 65 65 [19]
34452 40, 44, 65, 46, 57 50 [19, 20,22-24]
34533 Ат 15 15 [19]
34631 <30 <30 [24]
34719 37,57 47 [18, 28]
34736 81,73 77 [27, 28]
34797 Не-\у 80, 72, 30 61 [20, 23, 24]
34880 ^Мп 45 45 [21]
35298 Не-\у 260?, 57 57 [20, 35]
35456 Не-\у 55 55 [35]
35497 Не-\у 68, 60, 62 63 [20,21,24]
35502 Не-\у 80, 290 185: [18, 20]
35548 HgMn 25 25 [21]
35693 БгСгЕи 77 77 [18]
35708 Не-г 27, 10, 30 22 [20,21,24]
35730 Не-\у 58,72 65 [20, 24]
35912 Не-г 12, 32, 58 34 [18,20, 24]
36404 ^Мп 30 30 [21]
36430 Не-г 25, 15, 38 26 [20,21,24]
36485 Не-г 32, 85, 35 51 [18,20,21]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
36499 Am 85 85 [19]
36629 He-w 5, 30, 11 15 [20, 24, 36]
36881 HgMn 20 20 [21]
36916 He-w 35 35 [24]
36982 He-r 80 80 [18]
37017 He-r 90, 150, 165,85, 158 130 [18,20,21,23,24]
37022 0 24, 100 100: [18, 24]
37043 He-w 122, 119 121 [20, 24]
37058 He-w 25, 5, 30 20 [18,20, 24]
37098 Si 50 50 [21]
37129 He-w 50,70 60 [20, 24]
37479 He-r 170, 165 167 [18,21]
37519 HgMn 195 195 [21]
37742 09.5 Ib 127, 140 132 [20, 24]
37752 HgMn 35 35 [21]
37776 He-r 95, 145, 155 132 [18,20, 24]
37808 Si 30,45 37 [21,25]
38104 SrCrEu 21,43, 40, 37 35 [19,20, 24,28]
38471 Si 30 30 [25]
38478 HgMn 55 55 [21]
38719 SrCrEu 50 50 [25]
39317 Si+ 35, 30, 32 32 [18, 19, 23]
39353 Si 95 95 [25]
39916 He-w 35 35 [25]
40062 Am 85 85 [19]
40312 Si 52,49 50 [20, 23]
40394 Si+ 10 10 [19]
40536 Am 48, 43, 25 39 [19,20, 24]
40932 Am 18,23, 15 19 [19,20, 24]
41269 Si 85,75 80 [21,23]
41357 Am 61,44,41 49 [19,20, 24]
42326 SrCrEu 75 75 [25]
42477 Si 220 220 [18]
42509 Si 85,92 88 [21,26]
42536 SrCrEu 25,60 42 [19, 25]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
42657 HgM.ii 65 65 [21]
42695 70 70 [25]
43819 23, 10, 55,20 27 [18-21]
44293 81+ <30 <30 [25]
44691 Ам 21,30 26 [19, 26]
44953 Не-\у 30, <30 30 [21,26]
45229 Ат 0 0 [20]
45439 105 105 [25]
46052а Ат 35,41,68 48 [19,20, 24]
46052Ь Ат 39 39 [20]
46462 <30 <30 [26]
47116 <30 <30 [25]
47152 БгСгЕи 25, 325? 25 [19, 20]
47756 Б1+ 30 30 [21]
47777 Не-г 65 65 [18]
48915 Ат 15, 0, 16.2 10 [19,20, 37]
49606 Не-\у 20,35 27 [21,22]
49333 Не-\у 65, 65, 60 63 [21,22, 25]
49976 БгСгЕи 23,23 23 [19, 23]
50204 40 40 [21]
50643 Ат 13 13 [19]
51688 Не-\у 120:, 35, 50 >42 [20-22]
52993 145, 145 145 [24, 26]
54118 0 0 [20]
55719 БгСгЕи 66 66 [20]
55892 БгСгЕи 54 54 [23]
56022 БгСгЕи 46, 28 37 [20, 23]
56273 60 60 [25]
56350 БгСгЕи 40 40 [25]
56809 БгСгЕи 80 80 [25]
56820 Ат 28 28 [19]
56907 <30 <30 [25]
57219 Не-г, w 124 124 [20]
58260 Не-г 12 12 [18]
58292 <30 <30 [25]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
58448 Si 65 65 [25]
58661 HgMn 30 30 [21]
56022 Si 46, 42 44 [20, 38]
59256 SrCrEu 75,95 85 [19,21]
59435 SrCrEu 0.15 0.15 [35]
60178 Am 20 20 [37]
60179 Am 10,0, 19 10 [19,24, 37]
60489 Am 15 15 [19]
60559 Si <30 <30 [25]
60652 Am 63 63 [19]
60966 Si 65 65 [25]
62140 SrCrEu 18,23 20 [19, 34]
62317 Si <30 <30 [25]
62510 Si 100, 110,90 100 [18-20]
62530 SrCrEu 60 60 [25]
62535 Si+ <30 <30 [25]
62553 SrCrEu 55 55 [25]
62556 SrCrEu 35 35 [25]
62640 Si 45 45 [26]
62714 He-r <30 <30 [25]
63401 Si 50 50 [25]
63589 Am 31,40 36 [19, 20]
63975 HgMn 28 28 [37]
64486 Si 35 35 [20]
64784 Si 25 25 [26]
64740 He-r 160, 274, 160 198 [18,20, 23]
64684 Si 25 25 [26]
65339 SrCrEu 15 15 [19]
65836 SrCrEu 30 30 [25]
66522 He-r 10 10 [18]
66546 Si 160 160 [26]
66698 Si+ <30 <30 [25]
66624 Si 104,98 101 [20, 24]
67835 Si 30 30 [25]
68292 Si <30 <30 [26]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
68351 Б1+ 27, 25, 0, 34, 26 22 [18-20,22,23]
68542 БгСгЕи 27 27 [28]
68561 <30 <30 [26]
69997 Ат 25 25 [19]
70331 16 16 [35]
70340 БгСгЕи 25 25 [19]
70507 Б1+ 30 30 [26]
71491 40 40 [26]
71866 БгСгЕи 14 14 [34]
72037 Ат 18,42 30 [19, 20]
72208 ^Мп 15,25 20 [19,21]
72303 <30 <30 [26]
72359 БгСгЕи 19,20 19 [18, 20]
72881 Б1+ <30 <30 [25]
72968 БгСгЕи 10 10 [19]
72976 <30 <30 [25]
73709 Ат 21.9 21.9 [37]
74067 Б1+ 50,0 25 [24, 26]
74168 55 55 [25]
74196 Не-\у 130 130 [23]
74388 40 40 [25]
74521 БгСгЕи 19, 10, 27, 10 16 [18, 19, 28, 37]
74888 60 60 [26]
75333 HgMn 20, 19, 35, 27,36 27 [19-21,28,37]
75445 БгСгЕи 95 95 [25]
75737 Ат 21 21 [19]
75811 Ат 10,80 45: [19, 20]
75989 <30 <30 [25]
76360 Ат 99 99 [20]
76369 Ат 55,50 52 [19, 20]
76370 Ат 13, <25 19 [19, 20]
76483 Ат 60,90 75 [19, 20]
76614 30 30 [25]
76756 Ат 65,73 69 [19, 20]
76897 Б1+ 35 35 [25]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
77350 Si 10, 38, 16, 33,22, 19 23 [19,20,23, 24,28, 37]
77653 Si 0,45 22 [20, 26]
78209 Am 33, 38, 38 36 [19,20, 37]
78316 HgMn 10, 18, 15, <10 13 [19-21]
78362 Am 13, 18, 11.3 14 [19,20, 37]
78568 Si 50 50 [25]
78676 Am 45 45 [19]
78702 SrCrEu 205: 205: [19]
79158 He-w 40, 29, 60, 45 43 [19-21,39]
79447 He-r 0 0 [20]
79752 SrCrEu 245: 245: [19]
80282 Si 45 45 [26]
80292 Si 45 45 [25]
81009 SrCrEu 10, 85, <5 <10 [19,25, 34]
81141 Si 155 155 [25]
81188 He-w 31, 10 20 [20, 24]
82093 SrCrEu 45 45 [25]
82567 Si <30 <30 [26]
82610 Am 155 155 [19]
83368 SrCrEu 33 33 [25]
83373 Si 20 20 [19]
83625 Si 70 70 [25]
83808 Am 24 24 [20]
85040 Am 18 18 [19]
85376 Am 105, 119, 131 118 [19,20, 24]
85892 Si 45 45 [25]
86199 Si+ <30 <30 [25]
86216 He-w 420 420 [25]
88158 Si 60 60 [26]
88699 Am 58 58 [19]
88182 Am 88 88 [19]
88849 Am <25 25 [20]
88850 Am <25 25 [20]
88981 Am 24 24 [20]
89021 Am 50 50 [37]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
89103 Б1+ <30 <30 [25]
89192 БгСгЕи 80 80 [25]
89822 Б1+ 10, 17, 13 13 [19,20, 22]
89911 Ат 10 10 [19]
90044 Б1+ 15, 30, 15 20 [19,25, 40]
90264 Не-\у 79 79 [20]
90277 Ат 33,31,39, 36 35 [19,20, 24,37]
90569 БгСгЕи 30, <10, 90, 18 37 [18-20,23]
90763 БгСгЕи 30,65 47 [19, 25]
91089 <30 <30 [26]
91239 БгСгЕи <30 <30 [25]
91590 <30 <30 [25]
92106 БгСгЕи <30 <30 [26]
92379 Б1+ 80 80 [25]
92664 65,66 65 [22, 23]
92938 Не-г 220 220 [20]
93030 Не-г 202, 220 211 [20, 24]
93397 Ат 85 85 [19]
93821 Б1+ <30 <30 [25]
93903 Ат 18 18 [19]
94334 35, 26, 20 27 [19,20, 24]
94660 Б1+ <6, <30 18 [22, 25]
95198 45 45 [25]
95256 Ат 53,50 51 [19, 20]
95418 Ат 45 45 [37]
95608 Ат 13,27,24, 18.3 20 [19,20, 24,37]
96097 БгСгЕи 25 25 [20]
96451 БгСгЕи 80 80 [25]
96528 Ат 85 85 [19]
96616 БгСгЕи 56 56 [20]
96707 БгСгЕи 33,39 36 [19, 23]
96910 Б1+ 40 40 [25]
97411 25 25 [19]
97633 Ат 23.5 23.5 [37]
97986 Б1+ <30 <30 [25]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
98088 SrCrEu 31,28, 33, 33 31 [19,23, 34,38]
98340 Si+ 110 110 [25]
98457 Si <30 <30 [25]
98664 Si 61,67, 60 63 [18,20,21]
100518 Am 10 10 [19]
101391 HgMn 50 50 [21]
101410 SrCrEu 85 85 [25]
102660 Am 18 18 [19]
102910 Am 68 68 [19]
102942 Am 41 41 [19]
103192 Si 72,45 58 [23, 38]
103313 Am 61 61 [19]
103498 SrCrEu <25 25 [20]
104321 Am 61,69 65 [19, 20]
104513 Am 78, 98, 106 94 [19,20, 24]
104810 Si 120 120 [26]
104833 SrCrEu 40 40 [18]
105770 Si <30 <30 [26]
106112 SrCrEu 78, 69, 98,78 81 [19,20, 24,26]
106251 Am 51 51 [19]
106625 HgMn 30, 20, 37 29 [21,24, 37]
106661 Si 175, 170 172 [19, 20]
106887 Am 85 85 [19]
107168 Am 15,<12 13 [19, 20]
107612 SrCrEu 37 37 [28]
108483 He-r 231 231 [20]
108642 Am 13,<12,<10 12 [19,20, 37]
108651 Am 18, <12, 23 18 [19,20, 37]
108662 SrCrEu 10, 19, 14, 34, 16, 10 17 [19,20,23, 24,28, 37]
108945 SrCrEu 65, 55, 64, 62, 65, 66 63 [19,20,23, 28, 37, 38]
109026 He-w 278, 180 229 [20, 39]
109030 SrCrEu 56 56 [20]
109307 Am 13,8 10 [19, 20]
109485 Am 18.6 18.6 [37]
109860 Si 62, 60, 30 51 [18-20]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
110066 БгСгЕи 21, <25 22 [19, 20]
110274 БгСгЕи 10 10 [28]
110380 Ат 27 27 [37]
110951 Ат 28,90 59 [19, 20]
111133 БгСгЕи 10 10 [19]
111702 БгСгЕи 55 55 [28]
112185 БгСгЕи 25, 35, 32, 34, 25, 35 30 [19,20,23, 28, 34]
112412 Ат 10,8, 18 12 [19,20, 37]
112413 Б1+ 33, 29, 14,24,20 24 [20,23,34, 38,41]
112486 Ат 10,70 40: [19, 20]
113889 Ат 115, 90 102 [19, 20]
114365 76, <30 53 [23, 25]
115271 Ат 98 98 [19]
115606 БгСгЕи 20 20 [28]
115708 БгСгеи 14 14 [42]
115735 Не-\у 90, 106, 112 103 [19,20, 24]
116114 БгСгЕи 65 65 [25]
116235 Ат 18 18 [19]
116303 Ат 28 28 [19]
116458 ^Мп <30 <30 [25]
116656 БгСгЕи 25 25 [37]
116657 Ат 51,59, 70,51 58 [19,20, 24,37]
116656А Ат 33,35 34 [24, 43]
118022 БгСгЕи 13, 24, 14,27, 10 18 [19,20,23, 28, 34]
118054 БгСгЕи 54, 50, 58 54 [18, 19, 28]
118242 93 93 [25]
118473 Б1+ 150 150 [25]
118816 <30 <30 [25]
118913 БгСгЕи 40 40 [25]
119213 БгСгЕи 25 25 [19]
119308 БгСгЕи 40 40 [25]
119419 35 35 [22]
120198 БгСгЕи 45, 20, 55,41 40 [19-21,23]
120709 Не-\у 0,<3 <3 [20, 39]
122208 БгСгЕи 105 105 [25]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
122532 Si 35 35 [22]
123112 Si+ 205 205 [25]
123255 SrCrEu 155 155 [26]
123998 Am 47 47 [20]
124224 Si 115, 112, 119, 130 119 [19,20, 23, 38]
124915 Am 68 68 [19]
124953 Am 85 85 [19]
125158 Am 0 0 [20]
125248 SrCrEu 12, 10, 59, 17 24 [18-20,38]
125337 Am 31,64,<10 35: [19,20, 37]
125630 Si+ 45 45 [25]
125823 He-w 15,0, 18 11 [18,20, 39]
126515 <3 <3 [34]
126661 Am 33, 53, 36 41 [19,20, 37]
127453 Si 30 30 [25]
127575 Si <30 <30 [26]
128775 Si <30 <30 [26]
128898 SrCrEu 0 0 [20]
128974 Si 60 60 [25]
129174 HgMn 25, 0, 16.4 14 [21,24, 37]
129433 HgMn 165 165 [21]
129750 Si <30 <30 [26]
129899 Si 40 40 [25]
130158 Si 55, 0, 60 42 [19,20, 28]
130335 Si <30 <30 [25]
130557 Si+ 55,50 52 [19, 26]
130559А SrCrEu 29, 45,41,38,22 35 [18-20,24,28]
130559В SrCrEu 32 32 [26]
130652 Si 33 33 [26]
130841 SrCrEu 90, 84, 111 95 [19,20, 24]
131120 He-w 95, 130 112 [20, 26]
131919 Si+ 70 70 [21]
132058 He-r 130 130 [20]
132322 SrCrEu 85 85 [25]
133029 Si+ 30, 25, 20 25 [19,23, 38]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
133652 70:, 69, 40, 33 60 [22, 23, 25, 28]
133792 БгСгЕи <30 <30 [25]
133880 103 103 [35]
134759 51,45, 72, 58,56 56 [18-20,28,38]
134874 <30 <30 [25]
135415 <30 <30 [25]
137391 Ат 85, 84, 90 86 [19-21]
137193 30 30 [25]
137509 Не-\у 28 28 [22]
137607 40 40 [25]
137909 БгСгЕи 18, 32, 28, 3.5, <3 17 [19,20,24, 34,38]
138105 Ат 21 21 [19]
138413 Ат 41,50 46 [19, 20]
138497 БгСгЕи 75 75 [25]
138758 50 50 [25]
138764 18,20, 13 17 [20, 24, 26]
138773 50 50 [25]
138160 Не-\у 15 15 [26]
139160 Не-\у 22, 50,64, 15 38 [21-23,28]
139319 БгСгЕи 50 50 [26]
139525 <30 <30 [25]
140160 БгСгЕи 64,66 65 [19, 38]
140232 Ат 68 68 [19]
140722 Ат 58 58 [19]
140728 Б1+ 65, 100, 69, 70, 109,62 79 [19,20, 22-24, 38]
141556 БгСгЕи 0 0 [20]
141675 Ат 61,75, 82, 33 63 [19,20, 24,37]
141795 Ат 38, 43, 33.5 38 [19,20, 37]
142096 Не-\у 175,207, 155 179 [18,20,21]
142250 Не-\у 34, <50, 15, 27 31 [18,20,21,28]
142301 Не-\у 69, 90, 58, 50, 66, 80 69 [18,21,23, 26, 28, 39]
142884 Не-\у 135, 200, 130, 100 141 [18,20, 28, 39]
142990 Не-\у 200, 125, 150 158 [20,21,39]
143473 БгСгЕи 25,30 27 [22, 26]
143699 Не-\у 180,225,210 205 [20, 24, 39]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
143807 HgMn 10, 15, 22, <10 14 [19,20, 28, 37]
144206 HgMn <10,20, 0, 10.5 10 [19,21,24,37]
144218 He-r 84,65 74 [20,21]
144231 Si <30 <30 [25]
144334 He-w 55, 44, 65, 53 54 [21,23, 28, 39]
144661 He-w 100:, 45, 58 61 [20,21,28]
144844 He-w 25, 180?, 20 22: [19,20, 28]
145102 Si 71, <50, 84,90,20 63 [18,20,22, 25,28]
145389 HgMn 10,20,0, 10.9 10 [19,21,24]
145501 He-w 70:, 60, 60 62 [20,21,28]
145788 Si 10 10 [19]
145792 He-w 26, < 50, 30, 25, 22 31 [18,20,21,26, 28]
146001 He-w 147,200,90 146 [18,20,21]
146254 Si 140, 137 138 [19, 28]
146998 SrCrEu 25 25 [28]
147010 SrCrEu 26, <50, 28 32 [18,20, 28]
147105 SrCrEu 50 50 [28]
147550 Si 20 20 [21]
147869 SrCrEu 55 55 [19]
147890 Si 47, <50,45, 65 52 [18,20, 25,28]
148112 SrCrEu 35, 28, 55, 44, 54, 52 45 [19-21,24,28, 38]
148199 Si <50, 40, 15 35 [20, 25, 28]
148321 SrCrEu 55 55 [28]
148367 Am 18,60 39 [19, 20]
148330 Si+ 10, 10.5 10 [19, 37]
148579 He-w 150, 160 155 [20, 28]
148898 SrCrEu 51,41,46 46 [19,20, 23]
149277 He-r 15 15 [18]
149363 He-r 86, 95 90 [20, 24]
149420 SrCrEu 25 25 [26]
149438 BOV 20,0, 5, 13 9 [20,21,24]
149764 Si 70 70 [26]
149767 Si 70 70 [25]
149822 Si+ 55, 65, 85, 70 69 [19,21-23]
149911 SrCrEu 45 45 [19]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
150035 БгСгЕи 75 75 [28]
150366 Ат 38 38 [19]
150379 Ат 81,80 81 [19, 20]
150451 Ат 65 65 [19]
150486 55 55 [25]
150500 75 75 [25]
150549 56, 75 65 [23, 25]
151199 БгСгЕи 48, 110 79: [19, 20]
151346 Не-\у 46, <20 33 [28, 39]
151363 105 105 [26]
151525 35, 42, 38 38 [19,20, 23]
151956 Ат 38,38 38 [19, 20]
151965 105 105 [25]
152107 БгСгЕи 35, 50, 22, 24 33 [19,20, 28, 38]
152273 160 160 [25]
152308 БгСгЕи 95, 100 97 [19,21]
152564 75 75 [26]
152585 Ат 81 81 [19]
153201 Б1+ 45 45 [25]
153882 БгСгЕи 15, 30, 20,25 22 [19,21,23, 34]
154418 Ат 78 78 [19]
155102 30 37 [19]
155103 Ат 71,82 76 [19, 20]
155379 HgMn 15 15 [19]
155778 65 65 [25]
156853 40 40 [25]
156869 БгСгЕи 50 50 [25]
157678 130 130 [25]
157751 Б1+ 30 30 [25]
157779 65,81,70 72 [19-21]
158128 35 35 [25]
158175 <30 <30 [25]
158704 Не-\у 20, 10 15 [21,28]
159286 Б1+ 100 100 [25]
159541 Ат 75, 58, 77 70 [19,20, 24]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
159376 Si 35,25, 15 25 [19,21,28]
159560 Am 58, 56, 47, 42 51 [19,20, 24,37]
159846 Si <30 <30 [25]
159876 Am 45,30 37 [19, 24]
159877 Am 35 35 [19]
159975 HgMn 95, 135 115 [21,24]
160468 SrCrEu 100 100 [25]
160839 Am 51 51 [19]
161277 Si+ <30 <30 [25]
161321 Am 38 38 [19]
161701 HgMn 25, 15 20 [21,28]
162374 He-w 40,40 40 [23, 39]
162725 Si 34 34 [23]
164258 SrCrEu 50,53 51 [19, 23]
164429 Si+ 85, 200:, 95, 142 121 [19-21,23]
165474 SrCrEu 18, <25 20 [19, 20]
165777 Am 55, 84, 78 72 [19,20, 24]
166095 Am 25 25 [19]
166427 Si+ 35 35 [26]
166469 Si 15 15 [19]
166473 SrCrEu 0 0 [19]
166596 Si 197, 195 196 [23, 24]
166953 Si 30 30 [25]
166960 Am 23 23 [19]
167356 Si 25 25 [19]
167858 SrCrEu 13 13 [19]
168733 SrCrEu 0 0 [20]
168785 He-r 15 15 [44]
168913 Am 23 23 [19]
169467 He-r 0 0 [20]
169594 Si+ 60 60 [25]
170000 Si 65, 86, 76, 60, 93 76 [19,20,23, 24,38]
170397 Si 30, 45, 46 40 [19,21,22]
170973 Si+ 15, 12, 10 12 [20, 23, 28]
171247 Si 65,55 62 [19,21]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
171653 Ат 101 101 [19]
171856 Ат 110 110 [19]
172546 Ат 43 43 [19]
172690 Б1+ <30 <30 [25]
172883 HgM.ii 63 63 [19]
173524А ^Мп 35, 32, 20, 16 26 [19,20, 24,28]
173524В 10 10 [26]
173648 Ат 38,30 34 [19, 20]
173650 Б1+ 20,25 22 [23, 26]
173654А Ат 61,25 43: [19, 20]
173654В Ат 25 25 [20]
174115 Ат 35 35 [19]
174638 Не-\¥ 0, 120 120: [21,26]
174779 Б1+ 45 45 [25]
174933 БгСгЕи 20, 20, 23, 16 20 [20,21,24,28]
175132 95,40 67: [20,21]
175156 Не-г 20, 11 15 [20, 24]
175191 Не-г 213, 165, 225, 150 188 [20,21,24,44]
175362 Не-\у 35, 0, 28 21 [18,20, 39]
175744 50 50 [28]
175869 ^Мп 105, 140, 145 130 [20,21,28]
176196 БгСгЕи <30 <30 [25]
176232 БгСгЕи 10,91 50: [19, 20]
176582 Не-\у 105, 65 85: [18,21]
177003 Не-г 7, 10, 13, 19 12 [20,21,23,24]
177517 90,245, 85, 95, 100 123 [19-21,23,43]
178892 БгСгЕи 20, 20 [31]
179527 20, 35, 36 30 [19,21,38]
179761 19, 15,0 11 [20,21,24]
181018 81+ <30 <30 [25]
182255 Не-\у 52, 25, 40, 40 39 [20,21,24,26]
182308 HgMn 15 15 [21]
182568 Не-\у 158, 100, 155 138 [20,21,24]
183056 20, 32, 35, 34 30 [19-21,38]
183339 Не-\у 45,37 41 [21,28]
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reís
HD KM KM
(1) (2) (3) (4) (5)
184471 SrCrEu 20 20 [22]
184552 Am 13,0 6 [19, 20]
184927 He-r 14, 10, 20 12 [18, 33]
184961 SrCrEu 50, 40, 28 39 [20,21,28]
185183 Si 50 50 [25]
185330 He-w 15 15 [21]
186117 SrCrEu <30 <30 [25]
186205 He-r 5, 10 7 [18, 44]
186957 Am 50 50 [20]
187473 Si+ <30 <30 [25]
187474 Si+ 0,0 0 [19, 20]
187753 Am 51 51 [19]
188041 SrCrEu 40,21 20 [19, 23]
189849 Am 10,23, 20 17 [19,20, 24]
189963 SrCrEu 20 20 [31]
190229 HgMn 61,20, 10 30 [20,21,28]
191110 HgMn <10,0 <5 [19,21]
191507 Si 125 125 [25]
191796 SrCrEu 75 75 [25]
191984 SrCrEu 150, 15 15: [19,21]
192342 Am 15 15 [19]
192666 HgMn 100 100 [21]
192674 SrCreu 55 55 [25]
193472 Am 93 93 [19]
193722 Si 250, 35 35: [20,21]
193924 He-r 24,0, 15 13 [20, 24, 44]
195217 Am 63 63 [19]
195479 Am 18, 18 18 [19, 37]
195692 Am 65 65 [19]
195725 Am 51,59, 56 55 [19,20, 24]
196178 Si 50,55 52 [21,23]
196502 SrCrEu 10,0 5 [19, 20]
197018 HgMn 55 55 [21]
197226 HgMn 90 90 [21]
197417 SrCrEu 65 65 [25]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
197461 Ат 28,41,43 37 [19,20, 24]
197508 Ат 65 65 [20]
198513 Не-\¥ 100, 175 137 [20,21]
198743 Ат 63, 53, 62 59 [19,20, 24]
199532 БгСгЕи 57, 85, 55 66 [20, 24, 26]
199603 Ат 91 91 [19]
199728 60, 55, <30, 57 50 [19,21,25,28]
201671 Ат 115 115 [19]
201834 15,25 20 [19,21]
202149 ^Мп 35 35 [21]
202606 Ат 40 40 [19]
202627 БгСгЕи 104,97 100 [20, 24]
202671 Не-\у 61,25, 30,25 35 [20,21,24,39]
203006 БгСгЕи 48 48 [20]
203096 Ат 10 10 [19]
204018 Ат 93,50 72 [20, 24]
204131 Б1+ 35,50 42 [19, 28]
204188 Ат 31 31 [19]
204411 15, 32,21, 11 20 [19,20, 24,27]
205087 Б1+ 15, 30, 25 23 [19,21,22]
205116 Не-\у 32 32 [26]
205471 Ат 15 15 [19]
206088 БгСгЕи? 34,31,30,26 30 [18-20,24]
206546 Ат 13 13 [19]
206653 <30 <30 [26]
206742 0 0 [20]
207098 БгСгЕи? 93, 104, 191,90 119 [19,20, 24,26]
207188 30 30 [25]
207503 Ат 73 73 [19]
207840 15 15 [21]
207857 HgMn 20 20 [21]
208108 Ат 35 35 [19]
208132 Ат 51 51 [19]
208217 БгСгЕи 55 55 [25]
209339 Не-г 25 25 [21]
Звезда, Тип V эт г, (V эт г),
НО км с-1 км с-1
(1) (2) (3) (4) (5)
209515 БгСгЕи 70, 116, 136, 63, 100 97 [19,20,24,28, 38]
209625 Ат 28,51 40 [19, 20]
209791 Ат 36, <25 30 [19, 20]
210071 75 75 [26]
210873 HgM.ii 37 37 [28]
211838 Н§Мп 65,60 62 [21,24]
212385 БгСгЕи <30 <30 [25]
212432 <30 <30 [25]
212454 Не-\у 40 40 [21]
213403 Ат 70 70 [19]
213464 Ат 30 30 [19]
213534 Ат 48 48 [19]
214994 Ат <10 <10 [37]
215766 80 80 [18]
215907 120, 60 90 [19, 20]
215966 БгСгЕи 60 60 [25]
216494 ^Мп 20 20 [21]
216608 Ат 46, 50 48 [19, 20]
217477 ^Мп 20,30 25 [19,21]
217522 БгСгЕи 45 45 [25]
217792 Ат 0 0 [20]
217833 Не-\у 30,35 32 [21,32]
218753 Ат <10 <10 [19]
219749 65, 70:, 90, 74 75 [19,20, 22,23]
219815 Ат 70,80 75 [19, 26]
220575 HgMn 20 20 [21]
220825 БгСгЕи 30, 47, 36, 35 37 [19,20, 23,28]
220885 БгСгЕи 120:, 75, 55 76 [20,21,26]
221006 70:, 69 69 [22, 23]
221394 БгСгЕи 35 35 [19]
221760 БгСгЕи 22 22 [20]
222377 Ат 50,80 65 [19, 20]
223358 БгСгЕи 68 68 [19]
223466 Ат 60 60 [19]
223640 20, 64, 30, 68 45 [19,20, 23,24]
Таблица 2. (Продолжение)
Звезда, Тип v sin i, (v sin i), Reis
HD KM c-1 KM c-1
(1) (2) (3) (4) (5)
223967 Si 90 90 [25]
224103 23 25 25 [26]
224801 Si+ 25, 70:, 35, 37 42 [19-21,23]
224906 HgMn 35 35 [21]
224926 He-w 67, 117, 75, 60, 100, 65 81 [18-21,24,39]
225289 HgMn 40 40 [21]
231054 Si 20 20 [31]
258686 Si 41 41 [31]
293764 SrCrEu 33 33 [31]
338226 Si 20 20 [31]
343872 Si 35, 18 26 [31,42]
349321 Si 30 30 [31]
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. K. Stgpien, Astron. and Astrophys. 353, 227 (2000).
2. K. Stepien and J. D. Landstreet, Astron. and Astrophys. 384, 554 (2002).
3. Y. V. Glagolevskij, Astrophysical Bulletin 72, 305 (2017).
4. H. A. Abt, Publ. Astron. Soc. Pacific 77, 367 (1965).
5. H. A. Abt and N. I. Morrell, Astrophys. J. Suppl. 99, 135(1995).
6. H. A. Abt and M. S. Snowden, Astrophys. J. Suppl. 25, 137(1973).
7. T. C. Mouschovias and E. V. Paleologou, Astrophys. J. 230,204(1979).
8. H. A. Abt, Publ. Astron. Soc. Pacific 77, 367 (1965).
9. D. L. Moss, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 168, 61 (1974).
10. D. L. Moss, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 171, 303 (1975).
11. Y. V. Glagolevskij and E. Gerth, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 55, 38 (2003).
12. P. A. Sweet, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 110, 548 (1950).
13. J.-L. Tassoul and M. Tassoul, Astrophys. J. Suppl. 49,317(1982).
14. G. Michaud, Astrophys. J. 258, 349(1982).
15. G. Michaud, D. Tarasick, Y. Charland, and C. Pelletier, Astrophys. J. 269, 239 (1983).
16. A. V. Tutukov, Pisma Astron. Zh. 9, 160 (1983).
17. P. Bodenheimer, IAU Symp. 93, 5(1981).
18. V. Petit, S. P. Owocki, G. A. Wade, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 429, 398 (2013).
19. H. A. Abt and N. I. Morrell, Astrophys. J. Suppl. 99, 135(1995).
20. A. Uesugi and I. Fukuda, Memoirs Faculty of Sciences University of Kyoto 33, 205 (1970).
21. H. A. Abt, H. Levato, and M. Grosso, Astrophys. J. 573,359(2002).
22. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, Astron. and Astrophys. 269, 355 (1993).
23. H. A. Abt, Astron. J. 122, 2008 (2001).
24. M. E. Boyarchuk and I. M. Kopylov, Izv. Krymskoj Astrofizicheskoj Observatorii 31, 44 (1964).
25. H. Levato, S. Malaroda, N. Morrell, etal., Astron. and Astrophys. Suppl. 118,231 (1996).
26. E. Paunzen and H. M. Maitzen, Astron. and Astrophys. Suppl. 133, 1 (1998).
27. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 44 (2012).
28. V. G. Klochkova and I. M. Kopylov, Sov. Astron. 29, 549 (1985).
29. Y. V. Glagolevskij, Astrophysics 53, 536 (2010).
30. Y. V. Glagolevskij and A. F. Nazarenko, Astrophysical Bulletin 72, 2017 (in press).
31. M. R. Molnar, T. C. Stephens, and A. D. Mallama, Astrophys. J. 223, 185(1978).
32. Y. V. Glagolevskij, Astrophysical Bulletin 66, 144 (2011).
33. Y. V. Glagolevskij, V. V. Leushin, G. A. Chuntonov, and D. Shulyak, Astronomy Letters 32, 54 (2006).
34. G. A. Wade, J.-F. Donati, J. D. Landstreet, and S. L. S. Shorlin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 313,851 (2000).
35. Y. V. Glagolevskij, Astrophysical Bulletin 69, 305 (2014).
36. M.-F. Nieva, Astron. and Astrophys. 550, A26 (2013).
37. S. L. S. Shorlin, G. A. Wade, J.-F. Donati, et al., Astron. and Astrophys. 392, 637 (2002).
38. E. F. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 42,421 (1980).
39. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
40. G. A. Wade, P. North, G. Mathys, and S. Hubrig, Astron. and Astrophys. 314, 491 (1996).
41. O. Kochukhov, N. Piskunov, I. Ilyin, et al., Astron. and Astrophys. 389, 420 (2002).
42. G. A. Wade, E. Neagu, and J. D. Landstreet, Astron. and Astrophys. 307, 500 (1996).
43. G. Giuricin, F. Mardirossian, and M. Mezzetti, Astron. and Astrophys. 135, 194(1984).
44. V. V. Leushin, Y. V. Glagolevskij, and P. North, in Proc. Intern. Conf on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1999, Ed. by Y. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Moscow, 2000), pp. 173-179.
On Mechanisms Separating Stars into Normal and Chemically Peculiar
Yu. V. Glagolevskij
The paper argues in favor of the assumption that magnetic and non-magnetic protostars, from which CP stars were formed, are the objects that had rotation velocities of the parent cloud V smaller than a critical value Vc. At V greater than the critical value, differential rotation emerges in the collapsing protostellar cloud, which twists magnetic lines of force into an 'invisible' toroidal shape and disturbs the stability of the atmosphere. In magnetic protostars, the loss of angular momentum is due to magnetic braking, while in metallic protostars, the loss of rotation momentum occurs due to tidal interactions with a nearby component. HgMn stars are most likely not affected by some braking mechanism, but originated from the slowest protostellar rotators. The boundary of Vc where the differential rotation occurs is not sharp. The slower the protostar rotates, the greater the probability of termination of differential rotation and the more likely the possibility of CP star emergence.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
