CC BY
54
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 4, с. 451-463
УДК 524.35-337
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД, ВЫПОЛНЕННЫХ НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ.
I. НАБЛЮДЕНИЯ 2007 ГОДА1
2014 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, Д. О. Кудрявцев
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 8 мая 2014 года; принята в печать 5 августа 2014 года
В работе представлены результаты измерения магнитных полей 39 химически пекулярных звезд и 3 нормальных звезд главной последовательности, взятых в качестве стандартов, по наблюдениям, полученным в 2007 г. на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа. Зеемановские измерения для 8 звезд выполнены впервые. Анализ точности измерений продольного магнитного поля звезд подтверждает, что систематические ошибки не превышают 10—20 Гс и находятся в пределах указанных в работе ошибок измерений. Отсутствие значимых инструментальных отклонений следует из результатов измерения CP-звезд с хорошо известными кривыми переменности Be.
Ключевые слова: звёзды: магнитное поле — звёзды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящей работой мы открываем новый цикл публикаций, в которых будут представлены ежегодные отчеты о результатах измерения продольной составляющей магнитного поля химически пекулярных звезд по зеемановским спектрам, полученным на 6-м телескопе Специальной астрофизической обсерватории. В качестве начала отсчета был взят 2007 г., так как за год до этого была опубликована статья [3] c результатами наблюдений предыдущих нескольких лет. В ней были представлены измерения магнитных полей у 96 химически пекулярных звезд, из которых в 72 случаях присутствие поля обнаружено впервые. Результаты работы [3] существенно дополнили имеющуюся информацию о магнитных полях химически пекулярных (CP) звезд.
В 2008 г. нами опубликован каталог [4], который был призван собрать для последующего анализа все доступные сведения о магнетизме звезд, включая самые свежие данные. В каталоге представлены результаты всех собственных и доступных в литературе наблюдений на начало 2007 г.
В последующие годы мы регулярно публиковали результаты измерений магнитных полей отдельных объектов или групп объектов, включенных в программы наблюдений на БТА. При этом достаточно
'Работа основана на анализе спектральных данных, полученных на 6-м телескопе БТА Специальной астрофизической обсерватории РАН.
E-mail: [email protected]
много результатов остались неопубликованными, в частности, промежуточные результаты длительных мониторингов отдельных звезд с очень большими (годы и десятки лет) периодами вращения. Открываемый нами цикл работ позволит восполнить этот пробел.
В настоящей работе представлены все результаты измерений авторами магнитных полей CP-звезд, наблюдавшихся в 2007 г.
2. СПЕКТРАЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ, ЕГО ОБРАБОТКА И МЕТОД ИЗМЕРЕНИЯ
Спектрополяриметрические наблюдения звезд в 2007 г. проводились на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА. Основной материал, результаты измерений которого представлены в настоящей статье, был получен по трем программам: «Новые магнитные звезды» (основной заявитель Д. О. Кудрявцев, С АО РАН), «Избранные магнитные звезды» (основной заявитель И. И. Романюк, САО РАН) и «Геометрия магнитных полей CP-звезд» (основной заявитель
G. A. Wade, Royal Military College, Canada). В названных программах авторы состояли среди заявителей или созаявителей наблюдательного времени. Полученные данные в настоящее время находятся в наблюдательном архиве телескопа БТА и не имеют ограничений на использование.
В 2007 г. использовалась следующая конфигурация приборов. Спектрограф ОЗСП был оснащен анализатором круговой поляризации, который
451
29
452
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
представляет собой поворачивающуюся пластинку X/4, дихроический поляризатор и двойной резатель изображения [5]. Более полное описание спектрографа находится на веб-странице прибора.2 В качестве приемника на второй камере спектрографа в 2007 г. использовалась ПЗС-система на основе чипа E2VCCD 42-40, изготовленная в лаборатории перспективных разработок САО. Формат приемника 2048 х 2048 элементов (размер элемента 13.5 мкм) обеспечивал регистрацию спектров поляризованного излучения в диапазоне шириной
250iA за одну экспозицию со средним разрешением X/AX w 14 500. Специфика всего спектрального комплекса (пропускание оптических элементов, эффективность дифракционной решетки, квантовая эффективность ПЗС) во многом определили рабочую спектральную область. В большинстве наблюдений 2007 г. спектральный диапазон был центрирован на X w 4550 A. В отдельных случаях центр диапазона выбирался в области линии водорода H0.
Начальная обработка проводилась обычным для спектроскопии методом: снимки для калибровки двумерных данных включали в себя серию из не менее чем 10 кадров нулевой экспозиции (bias) и серию изображений «плоского поля». С целью привязки спектров к шкале длин волн использовалась лампа со спектром Th-Ar. Последовательность обработки спектров включала вычитание тока подложки ПЗС, вычитание рассеянного света, исправление неравномерной чувствительности ПЗС-приемника и построение дисперсионной кривой. Перевод спектров в шкалу длин волн производился в процессе экстракции одномерных спектров. Перед дальнейшим анализом все спектры были нормированы на уровень континуума, а шкала длин волн корректировалась за орбитальное движение Земли. Все перечисленные процедуры реализованы в виде контекста Zeeman [1, 2], написанного в САО РАН с использованием ESO MIDAS. Более подробно процесс обработки описан также в работе [3].
Каждый измеряемый спектр звезды в нашем случае представляет собой среднее двух спектров, сложенных соответствующим образом. Во время наблюдений для всех объектов регистрируется пара изображений спектра при двух ортогональных положениях фазовой пластинки X/4, для чего пластинка поворачивается на угол 90°, чем обеспечивается обращение направления поляризации излучения, спектр которого регистрируется на одних и тех же элементах ПЗС-приемника.
Усреднением спектров можно добиться устранения инструментальной поляризации, которая
2http://www. sao.ru/hq/lizm/mss/en/index.html
имеет противоположные знаки в парных спектрах. Однако, для контроля в течение ночи обязательно наблюдается также набор звезд-стандартов, которые можно разделить на две группы. Звезды без магнитного поля (в пределах точности нашего метода) служат для контроля инструментальных эффектов, которые могут оставаться даже после усреднения спектров по методу, описанному выше. Как правило, к этой группе стандартов относятся холодные звезды спектральных классов F—K. Обилие линий в их спектрах позволяет достичь формальной точности измерения Be в несколько гаусс, и тем самым выявлять возможные инструментальные искажения на таком уровне точности. Другая группа стандартов включает небольшое число CP-звезд, для которых надежно определены кривая переменности продольной компоненты поля или (в случае y Equ — звезды с периодом вращения превышающим 80 лет) знак и величина поля в момент наблюдений. Назначение стандартов магнитного поля — контроль ориентации поляризационной оптики спектрографа, привязка положения фазовой пластинки к направлению поляризации излучения в спектрах.
Измерение зеемановских спектров с целью оценки величины продольной составляющей магнитного поля CP-звезд в 2007 г. проводилось исключительно позиционным методом. В этом методе сравниваются положения одних и тех же линий в спектрах циркулярно-поляризованного в противоположных направлениях излучения. Измерив положение линии с фактором Ланде gi в спектрах с правой (Xrcp) и левой (Xlcp) ориентациями вращения, через выражение
(Xrcp - Xlcp) = 9.34 х 10“13 X^ gi Be
можно получить искомую характеристику магнитного поля звезды. Через Xo обозначено «несмещенное» положение спектральной линии. Вообще говоря, за положение спектральной линии можно принять несколько величин. Классический метод, реализованный еще Г. Бэбкоком, предполагал использование центра тяжести линии в качестве такой характеристики. Результаты настоящей работы получены таким образом, что за положение спектральной линии принята длина волны центра (минимума) функции Гаусса, которой аппроксимируется профиль. Разный подход к определению положения линий в случае высокого отношения сигнала к шуму в спектрах, незначительного блендирования и большого количества измеряемых линий практически не сказывается на результате. Многолетние наблюдения магнитных звезд на 6-м телескопе и измерение их спектров по описанной методике подтверждают высокую надежность результатов. В исключительных случаях использование аппроксимирующей функции для определения положения
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
453
спектральных линий приводит к снижению точности результатов и иногда — к небольшому их отклонению от истинных.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
За шесть ночей наблюдений в 2007 г. по перечисленным ранее программам было получено 60 зеемановских спектров для 42 звезд. Результаты измерения продольного магнитного поля этих звезд представлены в таблице 1. Объекты в таблице расположены в порядке возрастания номеров в каталоге HD. Кроме того, таблица содержит сведения о моменте времени на середину экспозиции (JD), отношении сигнал/шум спектров (S/N) и значении Be c ошибкой измерения. Звезды-стандарты без магнитного поля обозначены дополнительно через «*», с магнитным полем — через «**».
4. КОММЕНТАРИИ К ОТДЕЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ
В данном разделе мы прокомментируем отдельные результаты измерений магнитного поля звезд. В случае, когда данных о магнитном поле достаточно для каких-либо выводов, представим по ним более обширную информацию.
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
HD 71369 = o UMa = HR 3323
Яркая звезда спектрального класса G5. Крупномасштабного поля у нее не выявлено, поэтому звезда в течение нескольких десятилетий используется в наблюдениях на 6-м телескопе в качестве стандарта «нуля». Блеск звезды и наличие множества узких линий в спектре позволяют выполнять магнитные измерения в ее спектре с высокой точностью. Измерения спектров этой звезды, как и остальных немагнитных стандартов в нашей работе, показывают отсутствие инструментальных смещений величиной более 20 Гс. Однако мы сознательно занизили точность измерений на 2—3а, установив нижней границей 50 Гс, с целью учета возможных эффектов, связанных c условиями наблюдений (ошибки гидирования, погодные условия и т.п.).
Три измерения 2007 г. показывают с высокой точностью (а ~ 5 Гс), что в наших наблюдениях в пределах ошибок измерения не было инструментальных искажений.
Рис. 1. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды 53 Cam с периодом из работы [6]. Незакрашенные символы — данные из работ [6] и [7]. Черными закрашенными символами нанесены наши измерения поля в 2007 г.
HD158974 = HIP 85715= HR 6528
HD 158974 — звезда спектрального класса G8, которая много лет используется нами как стандарт «нуля» магнитного поля. Многократные измерения надежно продемонстрировали отсутствие у нее крупномасштабного магнитного поля. Измерение одного спектра в 2007 г. дает продольное поле Be = -20 ± 50 Гс, что подтверждает отсутствие в ночь наблюдений инструментальных искажений, способных привести к появлению ложных полей.
HD169191 = HIP 90067= HR 6885
Эта звезда спектрального класса K3 была использована в качестве стандарта нулевого магнитного поля. Одно наблюдение 2007 г. дает значение Be = -15 ± 50 Гс.
4.2. Магнитные звезды-стандарты
HD 65339 = 53 Cam = HIP39261
53 Cam — одна из самых исследованных магнитных CP-звезд. Более чем за полвека изучения магнитного поля звезды, начиная с первых работ Бэбкока, на разных телескопах мира разными методами были получены сотни индивидуальных измерений продольного поля Be. Хотя фазовая кривая Be, построенная по линиям водорода, больше похожа на синусоиду, чем та, что получается по линиям металлов, 53 Cam является одним из лучших стандартов магнитного поля, наблюдающихся на 6-м телескопе для контроля аппаратуры.
На рис. 1 незакрашенными символами изображены индивидуальные измерения Be из работ [6]
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
454
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
Таблица 1. Результаты измерений магнитных полей в 2007 г. Пояснения см. в тексте
Звезда JD 2454000+ S/N Ве ± а Звезда JD 2454000+ S/N Ве ± а
HD965 402.285 300 +530+ 50 HD 116114 110.583 250 -2020+ 80
HD6757 162.268 300 +2840 + 100 162.431 400 -1930+ 70
HD9996 162.275 350 +580+ 50 HD 119027 162.506 200 +930+ 60
HD 18078 162.287 250 +650+ 50 HD 130559 162.546 600 -290+ 50
HD 20135 162.257 300 -90+ 90 HD 134214 110.642 300 -790+ 60
HD 23924 402.416 400 + 180+ 80 162.557 200 -870+ 50
HD 29009 110.372 600 -460 + 220 HD 137949 162.562 200 +1830+ 60
401.546 700 -590 + 150 HD 142070 110.600 300 +250+ 50
402.390 500 -890 + 240 162.573 300 -350+ 50
HD 37470 110.422 400 -230 + 160 338.275 300 -250+ 50
402.556 500 + 100 + 120 HD 152107** 338.244 1000 +1110+ 50
HD 42605 110.443 500 -130+ 50 HD 158974* 338.273 600 -20+ 50
HD 45583 110.425 600 +3350 + 230 HD 161321 162.600 500 -50+ 50
162.320 500 + 1480 + 360 HD 165474 162.590 400 -230+ 50
HD 50169 162.346 250 -1020+ 50 338.273 500 +320+ 50
HD 55755 110.458 220 -3280 + 140 HD 169191* 403.133 600 1 1—1 СЛ н- СЛ о
HD 65339** 110.358 600 +2900 + 100 HD 170565 403.154 600 +300 + 110
162.297 500 -3820 + 150 HD 178892 338.313 400 +2350 + 170
401.562 600 +3510 + 140 HD 193722 402.323 400 -270 + 150
HD 71369* 110.362 1300 -2+ 50 HD 199180 402.302 300 -10+ 50
162.304 1000 0+50 403.175 400 +90+ 50
401.531 1400 +1+ 50 HD201174 403.233 300 +1830+ 70
HD 72295 162.379 300 -60 + 130 HD201601** 402.295 800 -1000+ 50
HD 106999 162.458 350 -200+ 70 403.129 900 -980+ 50
HD 107000 110.558 350 +260+ 50 HD 221936 110.281 400 -1430 + 170
162.422 500 -10+ 50 402.412 400 -2170 + 180
HD 108283 162.443 600 +200 + 140 403.263 600 +890 + 240
HD 108945 162.446 600 -500 + 130 HD 227695 403.158 300 +150 + 160
HD 109030 162.440 400 -20 + 170 BD+00° 1659 110.512 250 +160 + 130
HD 110066 110.573 400 1 1—1 1—1 О н- СЛ о BD +41°43 110.330 250 -220 + 110
162.431 400 -120+ 50
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
455
и [7], и закрашенными символами — наши собственные результаты 2007 г. Фаза периода вращения была рассчитана по эфемериде
JD = 2448498.186 + 8d 02681E из работы [6].
Видно, что значения Be, полученные другими исследователями, хорошо согласуются с нашими измерениями. Некоторое рассогласование может объясняться различиями в методах измерения продольного поля. Наши измерения выполнены по линиям металлов позиционным методом, близким по сути к тому, что использовался для анализа фотографических наблюдений. Ранние фотографические работы (напр., [8, 9]) показывают широкий положительный экстремум продольного поля 53 Cam и узкий отрицательный. Таким образом, существование отмеченных различий вызвано не ошибками измерений, а реальными физическими причинами: разным набором использованных линий и разницей в способах определения их положения.
HD152107= 52Her = HIP82321
Звезда 52 Her — одна из ярчайших CP-звезд, была открыта как магнитная Г. Бэбкоком [9]. Многочисленные измерения продольного поля показывают, что Be меняется от 500 до 2000 Гс [4], т.е. полярность магнитного поля постоянна. Это во многом и определило использование звезды в качестве стандарта в наших наблюдениях. Фотометрический, спектральный и магнитный периоды переменности имеют одинаковую величину P = 3d8575.
Одно наблюдение звезды в 2007 г. показало присутствие поля Be = 1110 ± 50 Гс.
HD 201601 = y Equ = HIP 104521
Одна из наиболее известных магнитных CP-звезд. Первые измерения ее магнитного поля были выполнены Г. Бэбкоком [9]. Продольное поле звезды в тот период имело положительную полярность. Уникальность звезды заключается в ее медленном вращении. По современным оценкам, период вращения y Equ составляет около 80 лет. В нашей работе 2008 г. [4] пределы значений продольного поля указаны как —1100 Гс и +600 Гс. Из-за очень медленных изменений Be звезда часто используется в наблюдениях в качестве стандарта поля для контроля и стандартизации результатов измерений. Два наших измерения продольного поля в 2007 г. (—1000 ± 50 Гс и —980 ± 50 Гс) свидетельствуют о том, что отрицательный экстремум пройден примерно в 2005 г. (положительный был зарегистрирован Бэбкоком около 1950 г.). Мы не исключаем, что период вращения звезды может оказаться еще больше — около 100 лет.
4.3. CP-звезды, у которых в наблюдениях
2007года зарегистрировано магнитное поле
HD 965= HIP 1127= Renson 160
Мониторинг этой SrCrEu звезды спектрального класса А8p на 6-м телескопе начался в 2000 г., когда нами было обнаружено продольное магнитное поле —430 Гс. Продольный компонент поля меняется от —400 до +600 Гс.
В статье [10] наряду с историей исследований звезды показано также, что период ее вращения должен быть несколько лет. В 2007 г. продольный компонент поля перестал увеличиваться в сторону положительного экстремума, указывая на то, что предельное значение поля достигнуто и составляет +600 Гс. Это значит, что реальный период вращения HD965 составляет не менее 12—13 лет. Эти сведения важны, поскольку указывают на то, что звезды с очень большими периодами вращения не являются уникальными объектами, сформировавшимися в каких-то особых условиях. А тот факт, что такие звезды обладают сильными крупномасштабными полями, является мощным аргументом в пользу теории реликтового происхождения их магнетизма.
Магнитный и спектральный мониторинг звезды продолжается и в настоящее время.
HD 6757A = HIP 5385= Renson 1750
Эта химически пекулярная звезда спектрального класса А0 с типом пекулярности CrEuSi имеет сильную депрессию на Л 5200 A и входит в состав, как минимум, тройной системы. Компонент B (слабее на 1 m5) находится на расстоянии 0.' 6, а компонент C (слабее на 4m) — на угловом расстоянии 15''. Период обращения спутника B — не менее нескольких десятков лет.
Принадлежность HD 6757 к группе магнитных звезд была установлена в САО [3]. Экстремумы продольного магнитного поля достигают +2300 Гс и +2900 Гс. Период переменности все еще не найден, но были получены указания на то, что его значение может превосходить 100d. Единственное измерение 2007 г. (Be = +2840 ± 100 Гс) укладывается в указанные пределы. Мониторинг этой звезды продолжается.
HD 9996 = HIP 7651 = Renson 2470
Сильное магнитное поле у этой CP-звезды было обнаружено Бэбкоком [9]. Дальнейшее изучение показало, что звезда является спектральнодвойной с периодом обращения 273d и периодом вращения от 21 до 24 лет [11, 12]. Продольное магнитное поле звезды меняется от —1700 Гс до +600 Гс [4]. В момент наблюдения звезды в 2007 г. величина Be = +580 ± 50 Гс была близка к положительному экстремуму.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
456
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
Рис. 2. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 29009 с периодом вращения P = 3 d 79878.
HD 18078 = HIP 13712 = Renson 4500
Химически пекулярная звезда спектрального класса А0 с аномалиями типа SrCr является объектом мониторинга на 6-м телескопе САО с 2000 г. по предложению Г. Вэйда. Цель этих наблюдений — поиск периода вращения и проверка предположения о его большой величине.
Экстремумы продольного поля звезды равны —850 и +1200 Гс [4]. Наблюдения 2007 г. показали, что поле Be в тот момент времени было равно +650 ± 50 Гс. С учетом этой величины можно ожидать, что период вращения звезды составляет около 1400d. Наблюдения в дальнейшем были продолжены.
HD29009 = HIP21278AB = Renson 7420
Очень яркая звезда спектрального класса В9 Si в составе двойной системы ADS3305. Благодаря наличию в непрерывном спектре сильной депрессии на длине волны 5200 A, звезда была ранее включена в программу поиска магнитных полей [3]. Наблюдения 2007 г. позволили расширить экстремумы продольного поля до —600 Гс и +900 Гс в сравнении с ранее известными значениями [4].
Таблица 2. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 29009, полученные в на телескопе БТА в 2005—2007 гг.
JD 2450000+ Ве± а JD 2450000+ Ве± а
3666.523 +650 ± 150 4040.479 -180+130
3667.512 +290 ±140 4110.372 -460 ± 220
3719.458 +150 ± 300 4401.546 -590+ 150
4016.470 +90 ± 240 4402.390 +890 ± 240
Проанализировав имеющиеся данные о продольном магнитном поле звезды, мы определили период ее вращения P = 3d79878. Рисунок 2 дает представление о характере переменности магнитного поля. В таблице 2 содержатся отдельные измерения.
HD 45583 = HIP30789 = Renson 12120
Звезда спектрального класса B9 Si ранее уже была нами изучена детально [13]. Одна из немногих звезд с явно несинусоидальной кривой переменности продольного поля. Магнитному полю этого объекта посвящено несколько публикаций. Из последних выделим работу [14], в которой исследуется вертикальная структура магнитного поля звезды.
В 2007 г. нами выполнено два измерения продольного поля. Наблюдения продолжаются и по настоящий момент.
HD 50169= HIP32965= Renson 13700
Звезда с узкими спектральными линиями была включена в программу наблюдений на 6-м телескопе по предложению Г. Вэйда как кандидат в объекты с очень большим периодом вращения. Известно, что продольное поле звезды меняется от — 1500 Гс до +2000 Гс [4]. В 2007 г. мы получили значение Be = —1020 ± 50 Гс.
В положительном экстремуме звезду наблюдал Бэбкок в 1956 г., а отрицательный экстремум поля был достигнут в 2003—2004 гг. По мнению Матиса [15], период должен существенно превосходить 8 лет. В работе [16] приводится вероятное значение периода P = 1200d со ссылкой на более раннюю работу [17].
Нам представляется, что за полвека наблюдения звезда совершила 1.5 оборота, и реальный период вращения объекта составляет 30—40 лет. Наш мониторинг, длящийся с 2002 г., показывает, что за 5 лет звезда повернулась не более, чем на 1/3 периода, скорее, существенно меньше. То есть период превышает 15 лет. В согласии с этим предположением находится одно измерение из работы Матиса и Хубриг [18] (JD 2449026.637, Be = +1300 Гс), выполненное на 14 лет раньше нашего. Другой знак поля может означать, что с того момента прошло 0.5 периода ее вращения. Наблюдения HD 50169 на БТА продолжаются по настоящее время.
HD 55755= HIP 34951 = NGC2353-4
В 2007 г. у звезды нами впервые было обнаружено сильное продольное поле Be = —3280 ± 140 Гс. Дальнейшие наблюдения этот факт подтвердили. Данный объект спектрального класса В8 Si входит в число звезд рассеянного скопления NGC 2353.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
457
Рис. 3. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 107000, построенная с периодом вращения P = 2 d4083 по нашим результатам измерения Be.
Рис. 4. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 116114, построенная в предположении о величине периода вращения P = 4d 1156 (по нашим результатам измерения Be.)
HD 107000 = HIP 59998 = Renson 30960
Магнитное поле у этой звезды спектрального класса А2 с усиленными линиями стронция было нами обнаружено на 6-м телескопе. Продольная составляющая поля меняется от —240 Гс до +320 Гс. В работе [19] сообщалось об обнаружении фотометрической переменности звезды с периодом 2 d8187. Наши данные о магнитном поле звезды не согласуются с указанным значением периода. Мы оцениваем период вращения звезды в 2d4083. Рисунок 3 построен исходя именно из такого предположения. Индивидуальные измерения Be, полученные в ходе мониторинга в 2004—2007 гг., представлены в таблице 3.
HD108945 = HR 4766 = HIP 61071 = Renson 31610= 21 Com
Яркая звезда спектрального класса А3p с типом пекулярности SrCr является членом старого рассеянного звездного скопления Coma. Одно значение Be, полученное нами в 2007 г., несколько расширяет пределы изменения продольного поля, которые указаны в каталоге [4] (—350 Гс и +440 Гс). Присутствие поля у этой звезды было заподозрено в работе [20]. Позже Хубриг и др. [21] успешно обнаружили продольное поле небольшой величины (MJD 2453015.335, Ве = —347 ± 51 Гс). Орьер и др. [22] по итогам 13 наблюдений только в 3 случаях смогли получить указание на поле, отличное от нуля. Наш результат 2007 г. подтверждает, что у звезды магнитное поле имеется.
HD116114 = HIP 65203 = Renson 33530
Холодная (спектральный класс А0) химически пекулярная звезда с аномалиями содержания SrCrEu. Включена в программу наблюдений на
БТА по предложению Г. Вэйда как кандидат в долгопериодические магнитные звезды.
Поверхностное поле Bs величиной порядка 6 кГс было найдено Матисом и др. [23]. Известно, что продольное поле звезды меняется в незначительных пределах от —2200 Гс до —1800 Гс. Два значения Ве 2007 г. (—2020 ± 80 Гс и —1930 ± 70 Гс) находятся в указанных пределах.
В работе [19] указаны два возможных значения периода фотометрической переменности Р\ = 27d6 и Р2 = 5d3832. Результаты длительного мониторинга продольного магнитного поля звезды на 6-м телескопе БТА и характер его переменности не согласуются ни с одним из них. Наиболее приемлемым образом изменение Be удается описать, если принять значение Р = 4d 1156 (рис. 4, таблица 4).
HD119027= Renson 34370
Слабая звезда V = 9+92 представляет собой хорошо известный объект с быстрыми пульсациями блеска (roAp). В 2007 г. нами впервые было измерено ее продольное поле: Ве = +930 ± 60 Гс.
Таблица 3. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 107000, полученные на телескопе БТА в 2004—2007 гг.
JD 2450000+ Ве± а JD 2450000+ Ве ± а
3365.635 320 ± 50 3784.579 40 + 60
3395.564 90 + 60 4110.558 260 ± 50
3718.625 -240 ± 30 4162.422 -10 + 50
3719.622 40 + 60
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
458
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
Рис. 5. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 137949, построенная с периодом вращения P = 7d0187 по нашим результатам измерения Be.
HD 130559 = р Lb A = HIP 72489 = Renson 37160
Согласно работе [9], продольное магнитное поле звезды меняется в пределах от —1300 Гс до —200 Гс. В единственном наблюдении объекта в 2007 г. мы получили значение Be = —290 ± 50 Гс. Странно, что в литературе практически нет свежих измерений магнитного поля этой звезды, выполненных другими авторами. Между тем, р Lib — одна из двух известных в настоящее время визуальнодвойных звезд, у которых оба компонента являются химически пекулярными и с магнитным полем. Компаньон р Lib B (V = 6+3, A6p) находится на угловом расстоянии 1"6. Таким образом, это одна из немногих звезд, где могут быть получены зее-мановские спектры у второго компонента. Исследование магнитного поля двойной системы было продолжено в последующие годы.
HD134214 = HIP 74145 = Renson 38100
По предложению Г. Вэйда эта холодная химически пекулярная звезда (F2p SrCrEu) была включена в
Таблица 4. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 116114, полученные на телескопе БТА в 1999—2007 гг.
JD 2450000+ Ве± а JD 2450000+ Ве ± а
1239.475 -2122 + 200 2333.504 -2222 + 150
1275.400 -2170 + 160 2661.576 -1855 + 110
1685.239 -1516 + 120 3096.412 -1940+ 80
1686.122 -1964 + 130 4110.583 -2020+ 80
1687.254 -2161 + 130 4162.431 -1930+ 70
программу наблюдений на БТА в качестве кандидата в долгопериодические звезды.
В каталоге [4] указаны пределы изменения продольного поля: от —800 до —200 Гс. В ходе мониторинга звезды на БТА с 1999 г. продольный компонент поля в наших измерениях колеблется между —700 и —900 Гс. Два измерения 2007 г. (Be = —790 ± 60 Гс и —870 ± 50 Гс также заключены в этих пределах. Указанный результат находится в противоречии с более старыми данными [23], где сообщается о других значениях экстремумов Be: —200 и —600 Гс.
Вопрос о возможном периоде вращения пока не решен. В литературе можно встретить как значение P = 4d 1456 [24], так и существенно большее — 248d [25].
HD 137949 = HIP 75848 = Renson 39240
Одна из самых холодных CP-звезд с необычно сильными линиями Sr. По данным литературных источников, продольное магнитное поле звезды меняется от +980 Гс до +1920 Гс. Но наши измерения, проводимые с 2002 г., показывают, что поле Be звезды имеет среднюю величину +1800 Гс с небольшими отклонениями от указанного значения. Одно значение Be 2007 г. (+1830 ± 60 Гс) также на это указывает.
Измерения поверхностного поля звезды, выполнявшиеся Матисом и др. [23] на протяжении 4.5 лет, не выявили какой-либо переменности. В связи с этим в литературе ведется дискуссия о том, чем на самом деле является HD 137949: звездой с очень длинным периодом (порядка 80 лет, наподобие y Equ) или объектом, видимым строго со стороны положительного магнитного полюса. Надо заметить, что имеются данные о слабой фотометрической переменности с элементами MJD = 2454379.311 + + 4.8511E [19]. Наши результаты измерения продольного поля звезды в период 1999—2007 гг. не показывают заметные изменения с указанным периодом. В то же время переменность магнитного поля звезды можно описать гармонической функцией с периодом P = 7d0187 (рис. 5, таблица 5).
HD142070 = HIP 77752 = Renson 40330
Холодная Ap-звезда типа SrCrEu предложена для наблюдений на 6-м телескопе Г. Вэйдом. Мониторинг объекта нами проводится с 1999 г. В каталоге [4] указаны пределы изменения продольного поля звезды: —700 Гс и +600 Гс. Три наблюдения звезды в 2007 г. показали наличие поля Be величиной +250 ± 50 Гс, —350 ± 50 Гс и —250 ± 50 Гс. В результате мониторинга нами было накоплено достаточно данных для построения кривой переменности продольного поля. Наилучшее согласие достигается, если принять период вращения равным 3d3719 (рис. 6, таблица 6).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
459
Рис. 6. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 142070, построенная с периодом вращения P = 3d3719 по результатам мониторинга на 6-м телескопе в 1999—2007 гг.
HD165474 = Renson 46650
Известная двойная звезда с магнитным полем, пределы изменения которого —100 Гс и +900 Гс [4]. Второй компонент примерно той же яркости. Звезда была включена в программу наблюдений по предложению Г. Вэйда в качестве кандидата в долгопериодические звезды. Мониторинг звезды нами выполняется с 2000 г. Два значения продольного поля в 2007 г. подтверждают наличие слабого поля. До сих пор неизвестно точно значение периода вращения звезды. В литературе встречается как короткий период 2d54065 [23] в качестве возможного, так и более длинный — 23d38. Ни один из них не может полностью описать характер переменности продольного поля звезды. Исходя из результатов анализа наших измерений Be, накопленных за время наблюдения, мы предлагаем еще одно значение: P = 24d38. Интересно, что в этом случае кривая переменности имеет вид «двойной волны» (рис. 7, таблица 7). Причина этого явления может заключаться в сложной геометрии поля или в возможном влиянии более близкого компонента.
Таблица 5. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 137949, полученные на телескопе БТА в 2002—2007 гг.
JD 2450000+ Ве± а JD 2450000+ Ве ± а
2333.598 1415 + 70 3490.405 1880 ± 50
2807.269 1634 ± 70 3811.570 1780 ± 50
2830.250 1887+ 80 3875.417 1870 ± 50
2831.242 1707+80 3953.227 1970 ± 60
3096.454 1840 ± 80 4162.562 1830 ± 60
Рис. 7. Кривая изменения продольного магнитного поля Be звезды HD 165474, построенная с периодом вращения P = 24d38 по результатам наблюдений на БТА.
HD178892 = HIP 94155= Renson 49740
SrCrEu звезда с рекордно сильным для холодных звезд магнитным полем [3,26,27]. Измерение одного спектра, полученного в 2007 г., показало наличие продольного поля величиной +2350 ± 170 Гс, что находится в пределах изменения поля от +2100 до +7200 Гс [4]. В последующие годы мониторинг магнитного поля звезды был продолжен.
HD 201174 = HIP 104170 = Renson 56130
На момент наблюдения в 2007 г. было только одно измерение магнитного поля звезды (Be = +
Таблица 6. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 142070, полученные на телескопе БТА в 1999—2007 гг.
JD 2450000+ Ве ± а JD 2450000+ Ве ± а
1239.558 -164 + 80 2831.300 146 ± 60
1275.475 -98 + 90 3096.442 -330 ± 50
1682.523 611 + 80 3097.421 20 + 70
1686.275 182 ± 70 3274.167 770 ± 70
1687.296 -678 ± 80 3490.417 110 + 50
2333.520 440 ± 70 3811.595 -380 ± 50
2417.458 612 + 60 3875.442 -410 + 50
2688.554 -464 ± 50 3953.263 -450 ± 50
2689.468 66 + 50 4110.600 250 ± 50
2807.280 -57+60 4162.573 -350 ± 50
2830.335 -217 + 50 4338.275 -250 ± 50
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
460
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
Таблица 7. Результаты мониторинга продольного магнитного поля звезды HD 165474, полученные на телескопе БТА в 2000—2007 гг.
JD 2450000+ Ве± a JD 2450000+ Ве ± a
1682.512 575 ± 50 2831.338 237 ± 50
1686.313 237 ± 60 3096.478 320 ± 50
1687.312 79 + 70 3490.555 230 ± 50
1768.385 296 ± 90 3666.148 100 ± 70
1799.321 181 + 60 3667.137 150 ± 40
2191.235 15 + 60 3812.569 80 + 30
2333.593 1 + 80 3875.455 240 ± 30
2417.356 234 ± 80 3953.280 280 ± 40
2688.583 123 ± 70 4015.190 240 ± 50
2689.600 121 + 50 4162.590 230 ± 50
2807.335 161 + 60 4338.273 320 ± 50
2812.392 130 ± 50
+1780 [4]). Результат 2007 г. (Be = +1830 ± 70 Гс) подтверждает наличие сильного магнитного поля.
HD 221936 = Renson 60830
Звезда спектрального класса В9p Si была найдена нами как магнитная в результате наблюдений на БТА. В каталоге [4] приведены пределы переменности продольного поля: —2500 Гс и +2900 Гс. Три значения Be в 2007 г. лежат в указанном интервале ( — 1430 ± 170 Гс, —2170 ± 180 Гс и +890 ± 240 Гс). Звезда является одним из самых быстрых ротаторов, период ее вращения равен 0d63195. Мониторинг звезды в последующие годы был продолжен для выяснения особенностей геометрии ее магнитного поля.
4.4. CP-звезды, у которых в наблюдениях
2007года не обнаружено магнитного поля
HD 20135= Melotte20285 = Renson 4990
Химически пекулярная звезда класса А1 с типом пекулярности CrEu, член скопления a Per, наблюдалась по программе поиска новых магнитных звезд. В 2007 г. нами были проведены первые наблюдения, не показавшие присутствия магнитного поля. В каталоге [28] Бычковым и др. приведено значение среднеквадратического магнитного поля звезды (Be) = 556 ± 429 Гс со ссылкой на собственные измерения 2002 г. Больше никакой информации в литературе про аналогичные исследования звезды нет, а потому наблюдения стоит
продолжить. Тем более, что умеренная скорость вращения (35 км с-1 [29]) способствует достижению точности измерения Be лучше 100 Гс.
HD 23924 = Renson 6126 = Melotte 222415
В каталоге Ренсона и Манфруа [30] обозначена, как CP без указания типа пекулярности. Скорее всего относится к A-звездам с усиленными металлами. Никаких сведений о магнитном поле HD 23924 в литературе нет. Впервые звезда наблюдалась на БТА в 2006 г. (JD 2454016.459, Be = —20 ± 50). В 2007 г. наблюдения в рамках программы по поиску новых магнитных звезд были продолжены. Полученный нами результат: Be = + +180 ± 80 Гс. Учитывая факт принадлежности к рассеянному скоплению Melotte 22 (Плеяды), имеются все основания полагать, что HD 23924 — все же немагнитная Am-звезда. Для окончательного прояснения ситуации наблюдения были продолжены в последующие годы.
HD 37470= HIP26530= Renson 10070
Звезда из ассоциации OriOB1 [31, 32]. Наряду с отсутствием литературных данных о магнитном поле звезды, наши наблюдения 2007 г. не показывают наличия поля с продольной составляющей более 200 Гс. В список кандидатов в новые магнитные звезды HD 37470 была включена из-за большой депрессии в континууме.
Вопрос о наличии поля у звезды HD 37470 очень важен, т.к. она — очень молодой объект с оболочкой и расположена в Туманности Ориона. Линейная поляризация, скорее всего околозвездная, достигает 1.5% (подробности в работе [32]). В последующие годы мониторинг звезды был продолжен.
HD 42605 = Renson 11370
В каталоге [4] для этой звезды приведены экстремумы продольного поля: —450 Гс и +100 Гс. Значение Be, полученное в 2007 г. (Be = —130 ± 50 Гс) укладывается в эти пределы. Узкие профили линий указывают на большой период вращения.
HD 72295= HIP 41839= Renson 19980
О наличии магнитного поля у этой звезды спектрального класса А0р с аномалиями SrCrEu известно с 2004 г. В каталоге [4] указаны пределы изменения продольного поля: от —300 Гс до +100 Гс. В 2007 г. в рамках мониторинга звезды был получен один зеемановский спектр, не показавший значимой величины магнитного поля (Be = —60 ± 130 Гс). По имеющимся данным о слабом, на грани обнаружения, магнитном поле звезды пока нельзя сделать вывод о характере и периоде переменности. Изучение фотометрии в фильтре Hp, полученной Hipparcos [33], позволяет
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
461
выделить изменение блеска с вероятным периодом около 2d208. Мониторинг звезды в последующие годы был продолжен, его результаты будут опубликованы в соответствующей статье.
HD106999 = HIP 59988 = Renson 30950
В 2007 г. наблюдалась впервые по программе поиска новых магнитных CP-звезд. Измерение одного зеемановского спектра дало значение продольного поля Be = —200 ± 70 Гс. Интерпретировать указанный результат как уверенное отсутствие магнитного поля сложно. Детальное изучение спектра звезды показывает, что скорее всего она относится к классу «металлических» Am-звезд [34]. Если это так, то магнитного поля у звезды не должно быть.
HD108283 = HIP 60697 = HR 4733 = Renson 31440
Яркая пекулярная звезда класса А9 из скопления Melotte 111 с усиленными линиями стронция. В настоящее время сведения об обнаружении магнитного поля звезды в литературе отсутствуют. Три наши попытки в 2004 г. обнаружить его завершились безрезультатно [3]. Еще одна попытка измерения Be в 2007 г. также не увенчалась успехом: Be = +200 ± 140 Гс. По всей видимости, можно сделать вывод об отсутствии сколько-нибудь измеримого крупномасштабного магнитного поля у этой звезды.
HD109030 = HIP 61119= Renson 31650
Пекулярная звезда A0 с аномальными линиями стронция наблюдалась в 2007 г. по программе поиска новых магнитных звезд. Судя по отсутствию сведений о магнитном поле звезды, это была первая попытка его обнаружить. Итоговое значение Be = —20 ± 170 Гс не дает оснований считать HD 109030 магнитной звездой. Как и предыдущий объект, HD 109030 относится к рассеянному скоплению Melotte 111.
HD 110066 = HIP 61748 = Renson 31960
О магнитном поле этой звезды спектрального класса А1 с типом пекулярности SrCrEu было известно ранее. В работе [23] найдены расщепленные зеемановские компоненты, указывающие на поверхностное поле 4 кГс. В каталоге [4] приведены пределы изменения продольного поля Be: —370 Гс и +300 Гс. Два измерения 2007 г. ( — 110 Гс и — 120 Гс) находятся в указанных пределах, но, с учетом ошибки измерения 50 Гс, указывают скорее на нулевое значение Be. То есть звезда во время наблюдений была видна практически со стороны магнитного экватора.
Мониторинг звезды с целью найти период вращения осуществляется нами с 1999 г. Эта задача трудно реализуема, так как продольное поле очень
слабое, а амплитуда его изменения чрезвычайно мала — на пределе точности измерений. В литературе обсуждаются два возможных периода: 4900d, предложенный Матисом и др. [23] по измерениям Bs, и 2d2646 по фотометрии [19]. Нам представляется более подходящим длинный период вращения.
HD161321 = HIP 86809 = HR 6611 = Renson 45460
Химически пекулярная звезда в двойной системе. В базе данных SIMBAD содержатся сведения о том, что система представляет собой за-тменную двойную, пекулярный компонент которой демонстрирует аномалии, характерные для металлических Am-звезд. В литературе нет сведений о магнитном поле этой звезды. Наше измерение Be = —50 ± 50 Гс в 2007 г. демонстрирует ожидаемое отсутствие магнитного поля.
HD170565 = HIP 90680 = Renson 47790
Пекулярная (SrCrEu) звезда спектрального класса А3. Магнитное поле обнаружено нами на 6-м телескопе [3]. В нашем каталоге [4] указаны экстремумы продольного поля: +1180 Гс и +1960 Гс. Одно измерение 2007 г. (Be = +300 ± 110 Гс) расширяет эти пределы, хотя в пределах ошибки и не показывает магнитного поля. Сведений о периоде вращения звезды нет, но с учетом небольшой скорости вращения он должен быть достаточно большим. Из-за довольно сильного поля мониторинг звезды было решено продолжить.
HD193722 = HIP 100250 = Renson 54060
В литературе отсутствует информация о магнитном поле этой химически пекулярной звезды спектрального класса В9 с аномально сильными линиями кремния. Одно измерение Be в 2007 г. (—270 ± 150 Гс) не позволяет сделать вывод о присутствии магнитного поля в атмосфере звезды. Известно, что звезда — не очень быстрый ротатор: v sin i, согласно [35], равно 35 кмс_1, а период вращения составляет 8d53 [24]. Так что можно надеяться на успешное обнаружение поля в дальнейшем.
HD199180 = HIP 103246 = Renson 55460
Пекулярная звезда класса А0 с типом пекулярности SiCr. В 2007 г. сделаны две попытки обнаружить магнитное поле звезды. Значения Be = —10 ± 50 Гс и +90 ± 50 Гс пока не дают оснований говорить о присутствии магнитных структур на поверхности этой звезды.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №4 2014
462
РОМАНЮК, СЕМЕНКО, КУДРЯВЦЕВ
HD 227695 = Renson 53160
Эта пекулярная звезда спектрального класса А8p ранее не изучалась на предмет принадлежности к классу магнитных. Одно измерение 2007 г. Be = +150 ± 160 Гс также показывает отсутствие поля. Звезда является членом рассеянного скопления NGC6871 [36] и показывает некоторые признаки переменности типа 5 Sct. В таком случае наш нулевой результат вполне ожидаем.
BD +00° 1659 = Renson 13650
Данная звезда спектрального класса В9 имеет тип пекулярности Si. Согласно исследованию [36], звезда относится к рассеянному скоплению NGC 2301. В каталоге Романюка и Кудрявцева [4] звезда отсутствует. Одно измерение 2007 г. (Be = +160 ± 130 Гс) не показывает наличия поля.
BD+41° 43= Renson 390
Как и еще несколько звезд, упоминавшихся ранее, BD+41° 43 спектрального класса Ap Si относится к группе магнитных. Впервые обнаружена как магнитная звезда в САО РАН. BD+41° 43 демонстрировала переменное продольное магнитное поле с экстремумами —450 Гс и +100 Гс. Значение Be = —220 ± 110 Гс, полученное нами в наблюдениях 2007 г., находится в указанных пределах, указывая на то, что поле звезды слабое.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Настоящей статьей мы начали публикацию ежегодных результатов измерения продольного магнитного поля звезд по данным, полученным на 6-м телескопе БТА САО РАН. В первой статье мы представили результаты 60 измерений магнитных полей 42 CP-звезд, полученные в 2007 г. на Основном звездном спектрографе БТА с анализатором круговой поляризации конструкции Г. А. Чун-тонова. Наблюдения получены за 6 ночей (суммарно) при одинаковом взаимном расположении оптических узлов спектрографа и светоприемной аппаратуры. Измерения выполнялись стандартным образом, принятым в САО РАН, с использованием пакета программ Д. О. Кудрявцева [1, 2].
Наблюдения стандартных звезд без магнитного поля продемонстрировали, что в наших измерениях отсутствуют систематические сдвиги нуль-пункта шкалы измерений Be на уровне 20—50 Гс. Измерения магнитных звезд с хорошо изученными кривыми переменности поля Be (53 Cam, y Equ, 52 Her) показывают полное совпадение нашей шкалы измерений со стандартной, что доказывает надежность полученных результатов.
По итогам многолетнего мониторинга магнитного поля ряда звезд, нами были найдены новые значения периодов их вращения.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят Г. А. Чунтонова за создание и поддержание в рабочем состоянии высокоточных устройств для измерений звездных магнитных полей на телескопе БТА и Г. Вэйда за обсуждение программы наблюдений и предложения по изучению отдельных звезд с медленным вращением. Работа выполнена при финансовой поддержке Российского фонда фундаментальных исследований (грант РФФИ 12-02-00009-а) и гранта Президента РФ по государственной поддержке ведущих научных школ №2043.2014.2. Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073). В статье использовались сведения из баз данных SIMBAD и VizieR, управляемых центром астрономических данных (CDS, Страсбург, Франция).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. D. O. Kudryavtsev, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (SAO RAS, Nizhny Arkhyz, 2000), p. 84.
2. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
3. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372, 1804 (2006).
4. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63, 139(2008).
5. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Stars, Ed. by Yu. Glagolevskij, D. Kudryavtsev, and
I. Romanyuk (SAO RAS, Nizhny Arkhyz, 2004),
p. 286.
6. G. M. Hill, D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 297,236 (1998).
7. G. A. Wade, J.-F. Donati, J. D. Landstreet, and
S. L. S. Shorlin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 313,851 (2000).
8. J. Huchra, Astrophys. J. 174,435(1972).
9. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 30,141 (1958).
10. V G. Elkin, D. W. Kurtz, G. Mathys, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 358, 1100(2005).
11. G. W. Preston and S. C. Wolff, Astrophys. J. 160, 1071 (1970).
12. G. Scholz, Astrophys. Space Sci. 94, 159 (1983).
13. E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev,
T. A. Ryabchikova, and 1.1. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 63, 128(2008).
14. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk,
Astronomische Nachrichten 333,41 (2012).
15. G. Mathys, Contr. Astron. Obs. Skalnate Pleso 38, 217(2007).
16. P. North, Astron. and Astrophys. 141,328(1984).
17. A. Heck, H. M. Maitzen, and P. Renson, Astron. and Astrophys. 54, 635 (1977).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 4 2014
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. I.
463
18. G. Mathys and S. Hubrig, Astron. and Astrophys. Suppl. 124,475(1997).
19. K. T. Wraight, L. Fossati, M. Netopil, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 420, 757 (2012).
20. E. Borra and J. D. Landstreet, Astrophys. J. Suppl. 42,421 (1980).
21. S. Hubrig, P North, M. Scholler, and G. Mathys, Astronomische Nachrichten 327, 289 (2006).
22. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and Astrophys. 475,1053(2007).
23. G. Mathys, S. Hubrig, J. D. Landstreet, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 123,353(1997).
24. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (2001).
25. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
26. T. Ryabchikova, O. Kochukhov, D. Kudryavtsev, et al., Astron. and Astrophys. 445, L47 (2006).
27. E. A. Semenko, L. A. Kichigina, and E. Yu. Kuchaeva, Astronomische Nachrichten 3З2, 948 (2011).
28. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394, 1338(2009).
29. A. Uesugi and I. Fukuda, Memoirs of the Faculty of Sci. Univ. of Kyoto Ser. Phys., Astrophys., Geophys., Chem. 33,205(1970).
30. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498, 961 (2009).
31. I. I. Romanyuk and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 67, 177(2012).
32. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68, 300
(2013).
33. ESA, The Hipparcos catalog, ESA SP-1200 (1997).
34. M. Gebran, R. Monier, and O. Richard, Astron. and Astrophys. 479,189(2008).
35. H. A. Abt, H. Levato, and M. Grosso, Astrophys. J. Suppl. 573,359(2002).
36. M. Zejda, E. Paunzen, and B. Baumann, Astron. and Astrophys. 548A, 97 (2012).
Results of Magnetic Field Measurements of CP Stars Carried Out with the Russian 6-m
Telescope. I. Observations in 2007
1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev
This paper presents the results of magnetic field measurements for 39 chemically peculiar and 3 normal main sequence stars used as standard stars. Observations were carried out with the Main Stellar Spectrograph of the Russian 6-m telescope during 2007. Zeeman measurements for 8 stars were performed for the first time. The accuracy analysis for the longitudinal magnetic field measurements of the stars confirms that the systematic errors do not exceed 10—20 G and are within the quoted limits. The absence of significant instrumental deviations follows from the measurements of the CP stars with well-known Be variation curves.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69
№4
2014
