CC BY
31
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2015, том 70, № 4, с. 469-481
УДК 524.35-337
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД, ВЫПОЛНЕННЫХ НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ. II. НАБЛЮДЕНИЯ 2008 ГОДА
© 2015 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, Д. О. Кудрявцев
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 12 мая 2015 года; принята в печать 8 июля 2015 года
В работе представлены результаты измерения магнитных полей по циркулярно-поляризованным спектрам 37 химически пекулярных и четырех нормальных звезд главной последовательности, полученным в 2008 г. с зеемановским анализатором на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) телескопа БТА. Найдены четыре новые магнитные звезды (ИЭ 25999, ИЭ 35100, ИЭ 96237 и ИЭ 279021), у двух звезд (ИЭ2887 и ВЭ —12°2366) заподозрено наличие поля, у 16 ранее известных СР-звезд продолжены наблюдения с целью изучения поля. Результаты измерений продольного магнитного поля Ве показывают, что для звезд с узкими спектральными линиями систематические ошибки в определении Ве не превышают 10—20 Гс, что находится в пределах статистической погрешности. Наши исследования звезд с надежными фазовыми кривыми продольного поля Ве показывают, что инструментальные эффекты, способные исказить результаты наблюдений, отсутствуют.
Ключевые слова: звёзды: магнитное поле — звёзды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Мы продолжаем цикл публикаций о результатах измерений магнитных полей CP-звезд, выполненных на 6-м телескопе БТА, начатых работой [ 1 ]. На БТА выполняются магнитные наблюдения различных объектов, но более половины времени используется для изучения магнитных полей CP-звезд. Накоплен объемный наблюдательный материал.
Обработка получаемых данных представляет собой достаточно длительный и трудоемкий процесс, иногда для подтверждения оценок требуется несколько лет наблюдений. Мы регулярно публикуем результаты измерений магнитных полей изучаемых объектов (например работы [2, 3]). Но, как правило, это ряды наблюдений исследуемого объекта, позволяющие использовать полученный материал для построения магнитных моделей. При этом остаются неопубликованными достаточно много других данных. В частности, к ним относятся отдельные измерения длительных монито-рингов некоторых звезд с очень большими (годы и десятки лет) периодами вращения или единичные измерения магнитных полей, достоверность которых надо подтвердить.
В настоящей статье представлены все наши результаты измерений магнитных полей CP-звезд, наблюдавшихся в 2008 г. с анализатором круговой поляризации на спектрографе ОЗСП телескопа
E-mail: roman@sao.ru
БТА. Постановка задачи, методика выполнения наблюдений и анализа данных детально описаны в работе [1]. В 2008 г. в наблюдениях применялись те же анализаторы поляризации и светоприемники, что и годом ранее. В основных чертах методика обработки данных была сохранена. Отдельные случаи отступления от принятой методики отмечены в тексте. Также в данной статье более развернуто описаны уже опубликованные результаты измерений.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Для настоящей публикации использованы данные наблюдений тринадцати ночей 2008 г. по программам «Новые магнитные звезды» (основной заявитель Д. О. Кудрявцев), «Избранные магнитные звезды» (заявитель И. И. Романюк) и «Геометрия магнитных полей СР-звезд» (заявитель Г. Вэйд (Канада)).
Всего получено 93 пары циркулярно-поляризо-ванных спектров для 41 звезды. Список объектов при этом существенно отличается от аналогичного набора 2007 г. Была несколько расширена и программа наблюдений: в дополнение к стандартной
работе в области спектра 4420—4680 А, велись наблюдения и в области спектра с центром на линии водорода Ив. Измерения магнитного поля по зеемановскому сдвигу ядра водородной линии Ив
Таблица 1. Результаты измерений магнитных полей в 2008 г. Пояснения см. в тексте
Звезда ГО (2454000+) 5/ЛГ Ве± а, Гс Звезда ГО (2454000+) 5/ЛГ Ве± а, Гс
НО 653 750.392 300 +220 ±110 ш) -120 + 200
НО 2887 783.440 300 +510 + 110 ш) 809.421 700 -80 + 100 m)
-60 + 350 Н) НО 45583 488.275 500 +3470 + 610 m)
НО 5797 750.356 300 +740+ 50 ш) +3000 + 320 ^
-60 + 350 Н) 809.366 400 +2860 + 520 m)
783.462 300 -50+ 50 ш) +1670 + 270 ^
-640 + 460 Н) НО 50461 488.392 500 -640 + 650 m)
НО 6757 750.408 400 +2480+ 90 ш) -1370 + 480 ^
783.410 350 +2780 +100 ш) НО 52711 809.338 400 + 1+ 16 m)
+1340 + 700 Н) -30 + 190 ^
НО 20902* 754.163 1600 + 11+ 5 ш) НО 55755 488.306 300 +1900 + 180 m)
783.467 2000 -40+ 8 ш) +750 + 380 ^
-40+140 Н) 809.502 250 +2180 + 180 m)
783.472 2000 -40+ И ш) НО 62512 783.620 250 -230 + 110 m)
-50+140 Н) -460 + 500 H)
783.477 2000 -30+ 10 ш) НО 65339** 488.196 400 +3530+ 90 m)
НО 25999 783.452 400 +1480+ 80 ш) +2340 + 680 H)
+1110 + 280 Н) 521.569 300 +3620 + 110 m)
НО 32549 488.421 800 -40 + 120 ш) +1570 + 550 H)
-120 + 200 Н) 522.423 400 +2140+ 40 m)
809.416 1100 -90 + 100 ш) -200 + 530 H)
НО 35100 783.595 250 -1130+ 80 ш) 610.288 400 +3620 + 130 m)
-630 + 300 Н) +1320 + 320 H)
НО 35101 783.606 300 -1250 + 940 ш) 611.264 400 -1560 + 170 m)
+140 + 430 Н) -1090 + 200 H)
НО 38104 488.506 500 -70+ 80 ш) 749.431 400 -5020 + 140 m)
-50+170 Н) -3130 + 600 ^
522.417 500 +120+ 70 ш) 750.368 500 -4850 + 150 m)
-160 + 200 Н) 783.633 500 +1930 + 140 m)
НО 38823 488.258 300 -2130+ 70 ш) +510 + 380 H)
-1640 + 220 Н) НО 71369* 521.533 900 -80 + 320 H)
809.350 300 -2440+ 60 ш) 522.427 1200 -26+ 4 m)
-1940 + 170 Н) 610.281 1200 -1+ 7 m)
НО 39317 488.425 600 +280 + 160 ш) -50 + 320 Н)
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. II. Таблица 1. ( Продолжение)
Звезда ГО (2454000+) 5/ЛГ Ве± а, Гс Звезда ГО (2454000+) 5/ЛГ Ве± а, Гс
611.269 1000 -13± 4 (т) 610.392 300 +3920 + 190 m)
+30 ± 350 (Н) + 1530 + 240 ^
750.366 800 +44± 13 (т) 669.367 300 + 1850 + 170 m)
НО 72295 488.408 400 -110 + 130 (т) + 1140 + 160 m)
-160 + 320 (Н) НО 184471 488.633 350 +880+ 50 m)
НО 96237 488.534 300 -720+ 70 (т) +450 + 200 ^
-480 + 270 (Н) 521.595 350 -80+ 50 m)
522.458 300 -850+ 50 (т) -80 + 320 ^
-300 + 130 (Н) 522.508 350 -230+ 50 m)
НО 107000 488.592 300 +390 + 120 (т) + 190 + 250 ^
-130 + 290 (Н) 610.322 300 +230+ 50 m)
НО 158974* 669.275 300 + 1+ 8 (т) + 190 + 250 ^
+110 + 530 (Н) 669.308 300 -130+ 50 m)
НО 169191* 609.450 300 -25+ 10 (т) 669.308 300 -220 + 180 ^
НО 169842 522.625 300 +350 + 360 (т) НО 201601** 488.633 400 -1250+ 50 m)
+460 + 350 (Н) -160 + 150 ^
НО 177410 669.288 500 +350 + 360 (т) 609.454 300 -1095+ 50 m)
-80 + 260 (Н) 610.429 700 -1140+ 50 m)
754.175 600 -190 + 620 (т) -500 + 100 ^
808.166 200 +80 + 430 (Н) 669.377 900 -1170+ 50 m)
НО 178892 488.656 300 +4300 + 410 (т) -410 + 110 H)
+2210 + 360 (Н) 754.145 700 -1170+ 50 m)
522.592 300 +8010 + 340 (т) -520 + 140 H)
+5080+410 (Н) 783.162 900 -850+ 50 m)
609.360 40 +5970 + 580 (т) -310 + 120 H)
+2790 + 135 (г) 808.121 500 -1150+ 50 m)
609.367 40 +6050 + 653 (т) -340 + 110 H)
+2370 + 135 (г) НО 221936 488.227 400 -2500 + 240 m)
609.373 40 +6170 + 600 (т) -510 + 320 ^
+2490 + 130 (г) 754.204 500 -2000 + 170 m)
609.382 40 +6630 + 625 (т) НО 261937 488.479 200 -680 + 690 H)
+2755 + 130 (г) НО 279021 783.569 300 + 1280 + 100 m)
609.388 40 +6630 + 625 (т) + 1020 + 320 H)
+2685 + 130 (г) НО 281367 783.514 300 +50 + 100 m)
РОМАНЮК и др. Таблица 1. (Продолжение)
Звезда JD S/N Be ± а, Звезда JD S/N
Be ± а,
(2454000+) Гс (2454000 +) Гс
-40 + 320 (Н) -20 + 500 (Н)
HD 293764 809.396 300 +5170 + 180 (т) BD +00°1659 488.442 300 +340 + 100 (т)
+3390 + 340 (Н) -0 + 210 (Н)
HD 343872 522.552 300 +4510 + 100 (т) BD +40°175А 749.458 300 -340 + 100 (т)
+3770 + 290 (Н) BD +40°175А 783.192 300 -2550 + 120 (т)
610.358 300 +4490 +100 (т) -2340 + 290 (Н)
+3800 + 270 (Н) BD +40°175В 749.490 200 +270 + 100 (т)
611.330 200 +3500 +140 (т) 783.225 300 + 1580 + 120 (т)
+2700 + 900 (Н) 783.429 300 +690 + 270 (т)
669.337 200 +1330 + 120 (т) BD +41°43 754.252 300 +110 + 120 (т)
+ 130 + 220 (Н) NGC 2169-12 754.452 200 -3160+460 (т)
BD —12°2366 488.354 300 +1200 + 180 (т)
* Немагнитные звезды-стандарты. ** Магнитные звезды-стандарты с хорошо известным законом переменности.
выполнялись с целью исследования обнаруженного нами эффекта систематически более низких величин поля при измерении этим способом по сравнению с другими методами. Частично результаты измерения продольного поля некоторых СР-звезд по линии Нв были опубликованы в работах Кудрявцева и Романюка [4, 5], где подробно изложена методика измерения Ве по ядру водородной линии.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ
Проведены измерения магнитных полей 37 химически пекулярных и четырех нормальных звезд главной последовательности. Последние взяты в качестве стандартов. Найдены четыре новые магнитные звезды. Для шестнадцати ранее известных СР-звезд наблюдения были продолжены либо с целью поиска магнитного поля, либо для построения магнитной кривой с фазой периода вращения.
Индивидуальные измерения представлены в таблице 1. Приведены название звезды (в порядке возрастания номера в каталогах НЭ, БЭ и др.), юлианская дата наблюдений, отношение сигнал/шум, продольное поле Ве с ошибкой измерения а. Измерения, выполненные по линиям металлов, обозначены буквой «т», по ядру водородной линии Нв — буквой «Н». Измерения, полученные по методу, предложенному Баньюло
с соавторами [6], отмечены буквой «г». Жирным шрифтом выделены звезды, у которых магнитное поле обнаружено впервые.
4. КОММЕНТАРИИ К ОТДЕЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ 4.1. Немагнитные звезды-стандарты 4.1.1. HD20902= a Per= HR 1017 Звезда a Per благодаря яркости (mv = 1.79) и доступному положению на небе (5 = +49°51') часто используется нами в наблюдениях как стандарт «нулевого» поля. Спектр звезды богат линиями, что способствует достижению высокой точности в оценке возможных инструментальных эффектов.
4.1.2. HD 52711 = HIP 34017 Это звезда спектрального класса G0 из ближайших окрестностей Солнца (параллакс п = 52 mas). В 2008 г. она впервые наблюдалась нами в качестве немагнитного стандарта. Измерения дали результат +1 ± 16 Гс, означающий, что ложное продольное поле не наблюдается.
4.1.3. HD 71369 = o UMa = HR 3323 o UMa — один из наиболее часто используемых стандартов, служащий для контроля инструментальных эффектов [1 ]. Как и в наблюдениях 2007 г., измерения положения линий металлов в семи спектрах не показали наличия продольного поля Be величиной более 10 Гс.
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ CP-ЗВЕЗД. II. 4.1.4. HD 158974 = HIP 85715
Мы используем эту звезду спектрального класса G8 в качестве стандарта в течение многих лет [ 1]. Результат измерения Ве по линиям металлов (+1 ± 8 Гс) подтверждает надежность и устойчивость нашей системы магнитных измерений.
4.1.5. НО 169191 = Н1Р 90067= НН 6885
Звезда спектрального класса К3, используется в наших наблюдениях как стандарт нуля. В 2008 г. получен всего один спектр. Измерения продольного поля по линиям металлов показали Ве = —25 ± 10 Гс, то есть в пределах ошибок поля у звезды нет.
4.2. Магнитные звезды-стандарты
6000 4000 2000 о
-2000 -4000 -6000
- =
- ' + t Уг ■ь " * '
- ъ* ъп -
. о" t 00 ■
. ♦ ° V ♦ ■
О 0.2 0.4 0.6 0.8 Phase
1 1.2
Рис. 1. Кривая переменности продольного магнитного поля Ве звезды 53 Сат согласно периоду из работы [7]. Незаполненные символы — данные из работ [7, 8]. Черными заполненными символами нанесены наши измерения поля по линиям металлов в 2008 г. Звездочками отмечены значения продольного поля Ве, полученные измерением линии водорода Н/З
4.2.1. HD 65339 = 53 Cam = HIP 39261 = Renson 17910
Звезда 53 Cam — стандарт с очень хорошо изученной кривой переменности продольной компоненты магнитного поля. Результаты обработки зееманов-ских спектров звезды, полученных нами в предыдущие годы, приведены в работе [1]. В 2008 г. было выполнено восемь измерений поля как по линиям металлов, так и по ядру водородной линии Hß. Кривая продольного поля Be, построенная согласно эфемериде [7]
JD = 2448498.186 + 8d 02681 E,
приведена на рис. 1. Показаны измерения из работ Хилла и др. [7] и Уэйда и др. [8] (незаполненные символы) и значения поля Be по нашим наблюдениям 2008 г. Отметим, что поле по водороду (звездочки) существенно меньше продольного поля, измеренного по линиям металлов (заштрихованные кружки).
Из таблицы 1 и рис. 1 видно, что кривая продольного поля, полученная по ядру линии Hß, имеет амплитуду переменности на 1/3 меньше, лучше описывается синусоидой и, возможно, сдвинута в область более ранних фаз. Если взять участки кривой, где продольное поле превышает 3 кГс, то в области положительных значений поля отношение величин Be, измеренных по линии водорода и по линиям металлов, составляет H/m = 0.487 (3 точки). В фазе отрицательного поля H/m = 0.624, но данных мало.
4.2.2. НО 201601 = 7 Equ= Н1Р104521 = Яетоп 56210
7 Equ является уникальной магнитной химически пекулярной звездой с периодом вращения более 80 лет. Мониторинг ее магнитного поля ведется нами уже более 20 лет. Величина Ве изменяется так медленно, что звезду можно использовать в качестве стандарта магнитного поля.
В 2008 г. нами выполнено семь наблюдений объекта. В этот период 7 Equ продолжала находиться в той фазе своего вращения, когда наблюдатель видит ее отрицательный магнитный полюс.
Анализ данных таблицы 1 позволяет утверждать, что различия в значениях Ве, определенных по линиям металлов и водорода, носят неслучайный характер. В первом случае продольное поле составляет —1150 Гс, а при использовании линии водорода Ве = —350 Гс. Это несоответствие детально обсуждается в работе Кудрявцева и Романюка [5].
4.3. СР-звезды, у которых в наблюдениях 2008 г. зарегистрировано магнитное поле
4.3.1. НО2887= Н1Р2562= Репвоп 700
Звезда включена в каталог химически пекулярных звезд Ренсона и Манфруа [9]. Впервые аномалии химического состава НО 2887 были обнаружены в работе Каули [10]. Эта звезда раннего спектрального класса А имеет тип пекулярности SгCг. В работе Харченко и др. [11] звезда упоминается среди как член одного из новых 109 рассеянных скоплений Галактики.
В 2008 г. по линиям металлов в спектре НО 2887 нами было обнаружено продольное магнитное поле
величиной +510 ± 100 Гс. Измерения поля по ядру линии водорода уверенного обнаружения не дали. Учитывая малое количество измерений, утверждение, что звезда является магнитной, нуждается в дополнительной проверке.
4.3.2. НО 5797= Н1Р4717= Непвоп 1530
В нашем каталоге [12] звезда приведена как магнитная на основании одного измерения продольного поля (Ве = —2200 Гс). В каталоге СР-звезд [9] указан тип аномалий SrCrEu, однако дальнейшее изучение объекта показало, что в спектрах звезды линии редкоземельных элементов практически отсутствуют [13]. В результате длительного мониторинга нами было установлено, что поле Ве меняется согласно синусоидальному закону от —100 Гс до +1200 Гс с периодом 69 дней [14]. Подробный анализ химического состава НО 5797 и ее положение на диаграмме Герцшпрунга—Рассела дают основания считать, что НЭ 5797 — проэволюционировав-шая СР-звезда с возрастом около 500 млн лет. По данным спекл-интерферометрии на телескопе БТА у звезды найден слабый компаньон [ 15].
4.3.3. НО 6757= Н1Р5385= Непвоп 1750
Магнитное поле звезды было открыто нами ранее [16]. Результаты наблюдений 2007 г. описаны в работе [1]. Спектр звезды характеризуется сильными аномалиями, наблюдается усиление линий Сг, Ей и Si.
Два измерения 2008 г. по линиям металлов (+2480 ± 90 Гс, +2780 ± 100 Гс) подтверждают прежние представления о магнитном поле звезды. Многолетние наблюдения объекта показывают сильное поле положительной полярности величиной около 2.5 кГс. В то же время измерения эффекта Зеемана в ядре линии водорода дают в два раза меньшие значения Ве. С учетом ошибок измерения продольного поля и в предположении о дипольном строении общего магнитного поля НЭ 6757 мы ожидаем, что поверхностное поле звезды может достигать 10 кГс и более.
4.3.4. НО 25999= Н1Р19306= Нетоп6600
Наблюдения звезды с зеемановским анализатором с целью поиска магнитного поля впервые проведены на БТА в 2008 г. В литературе сведения об аналогичных работах на других инструментах отсутствуют. Аномалии в спектре были найдены Бондом [17]. Согласно каталогу [9], у звезды наблюдается усиление линий Sr, Сг, Ей. Как следует из работы Беликова и др. [18], звезда может принадлежать к комплексу звездообразования РегОБ2.
По измерениям линий металлов в 2008 г. нами найдено продольное поле величиной +1480 ± 80 Гс. Несколько меньшее значение Ве получается при
использовании в измерениях ядра линии Нв (+1110 ± 280 Гс). Поскольку приведенные значения Ве существенно превосходят величину ошибок, можно утверждать, что НО 25999 — новая магнитная звезда.
4.3.5. НО35100= БО+42° 1273 = ЛОБ3975С
Ярчайшие компоненты кратной системы ADS 3975 — НО 35100 и НО 35101 — в 2008 г. стали объектами наблюдений на телескопе БТА.
По измерениям одного спектра звезды НО 35100 в 2008 г. по линиям металлов найдено магнитное поле с продольной компонентой Ве = —1130±80 Гс. Поле Ве по ядру водородной линии Нв оказалось в два раза меньше. В литературе нет сведений об измерении магнитного поля этой звезды, наши данные, видимо, являются первыми.
В астрономической базе данных SIMBAD звезда НО 35100 обозначена как ADS3975CD, т.е. является членом кратной звездной системы. Более подробный анализ сведений показывает, что компонент С системы ADS 3975 — это СР-звезда типа СгЕи [9, 19], ее звездная величина V = 8.6. Более слабый компонент О (V = 10.0) находится на угловом расстоянии р = 0'!7. В наших наблюдениях компоненты системы оптически не разделялись, но поскольку компонент С на 1.5 величины ярче компонента О, то мы считаем, что измеренное поле относится к компоненту С. Вклад компонента О — не более 25%, что не сильно влияет на величину полученного продольного поля.
В целом звезда НО 35100 слабо изучена; в базе SIMBAD имеются всего две литературные ссылки.
4.3.6. НО 38823= Н1Р27423= Непвоп 10440
Магнитное поле у этой звезды с достаточно сильной депрессией в континууме (2 = —0.033) обнаружено по результатам измерений, приведенных в работе Кудрявцева и др. [16]. В каталоге [12] указаны пределы изменения поля по пяти измерениям от —2500 Гс до +1500 Гс. Два значения продольного поля в 2008 г.: —2130 ± 70 Гс и —2440 ± 60 Гс по линиям металлов — приходятся на фазу отрицательного экстремума. Поле по ядру линии Нв на 30% слабее поля, измеренного по линиям металлов. Продольная компонента поля меняется с периодом 8.628 суток [4]. Результаты 2008 г. включены в статью Кудрявцева и Романюка [5]. Авторами показано, что кривая продольного поля, определенная по водороду, имеет меньшую амплитуду переменности.
4.3.7. HD45583= HIP30789= Renson 10560
Магнитное поле звезды впервые было измерено нами на БТА [16, 20]. Для наблюдений звезда была отобрана благодаря наличию сильной депрессии в континууме: Да = 0.058.
Чтобы получить достаточно полный набор данных для исследования строения магнитного поля, в 2008 г. мы продолжили мониторинг звезды. Два значения Be, найденные измерением линий металлов, показывают в полтора раза более сильное поле, чем получается по водороду. Кривая продольного поля имеет локальный минимум в фазе положительного экстремума. В то же время кривая поля по водороду является более синусоидальной и имеет меньшую амплитуду переменности. Результаты сравнения приведены в работах Кудрявцева и Романюка [4, 5].
4.3.8. HD50461 = HIP33058= Renson 13810
Звезда имеет большую величину индекса Да: Да = 0.052 [21] и была включена в нашу программу наблюдений по поиску новых магнитных звезд. Норт и Крамер [22] предсказали у звезды наличие поверхностного поля Bs = 3.5 кГс. Согласно каталогу [9], тип пекулярности звезды — SiCr. В каталоге Романюка и Кудрявцева [12] по шести измерениям поле Be меняется от —2200 Гс до +2800 Гс.
Результаты всех предыдущих измерений представлены в таблице 2. Ошибки измерения поля вследствие сильного уширения линий вращением очень большие. Одно измерение 2008 г. дает значение продольного поля —640 ± 650 Гс по линиям металлов и —1370 ± 480 Гс по ядру Hв. Период вращения звезды — около 0.894 суток [23] — в первом приближении хорошо согласуется с измерениями магнитного поля (рис. 2).
4.3.9. HD 55755= HIP 34951 = Renson 15170
Звезда с аномалиями кремниевого типа [9] из рассеянного скопления NGC 2353 возрастом lg t = 7.97. Магнитное поле Be = —3280 ± 140 Гс было обнаружено нами в 2007 г. [1]. Два измерения Be в 2008 г. по линиям металлов, +1900 ± 180 Гс и +2180 ± 180 Гс, подтверждают его наличие. Поле по ядру водородной линии в два раза меньше. Таким образом, мы обнаружили еще одну магнитную CP-звезду с сильным знакопеременным продольным магнитным полем.
о со"
3000
1500
-1500
-3000
Phase
Рис. 2. Кривая переменности продольного магнитного поля Ве звезды ИЭ 50461 согласно периоду из работы [23].
4.3.10. HD 96237= HIP54215= Renson27720
Два измерения Be по линиям металлов в 2008 г. показали присутствие магнитного поля у этой звезды: Be = —720 ± 70 Гс и —850 ± 50 Гс. Высокая точность измерения обусловлена наличием в спектре множества узких линий. Звезда была включена в программу наблюдений по предложению В. Г. Ель-кина, который вместе с коллегами ранее обнаружил расщепленные зеемановские компоненты линий в спектре, указывающие на поверхностное поле Bs = 2—3 кГс [24]. По данным авторов статьи, звезда относится к медленным ротаторам (v sin i = 5 км с-1, P = 20d9) с очень пекулярным и быстро меняющимся спектром, богатым ланта-нидами. По набору параметров HD 96237 сильно напоминает звезду Пшибыльского HD 101065.
Наши наблюдения продольного поля получены с разницей в 34 дня, что равно 1.6 периода, знак поля при этом не изменился. Таким образом, наши данные независимо подтверждают магнитную природу HD 96237. По-видимому, объект мы наблюдаем со стороны отрицательного полюса.
Таблица 2. Результаты измерений магнитного поля HD 50461
JD (2450000+) ве± т, Гс
3273.583 -1760 + 79G
3274.588 -390 + 9SG
3275.580 0 + 11GG
3278.594 +2210 + S4G
3667.607 +480 + 62G
4488.391 -640 + 65G (m)
-1370 + 480 (Н)
Phase
РОМАНЮК и др.
600
Phase
Рис. 3. Кривые переменности индекса Нр фотометрии ШPPARCOS (левый график) и продольного магнитного поля Ве звезды HD 107000 (правый график) в предположении, что период переменности Р = 5 ?638.
4.3.11. HD107000 = HIP 59998 = Renson 30960
Мониторинг магнитного поля этой звезды ведется в САО на протяжении многих лет. Результаты предыдущих исследований объекта представлены в работе [1]. В 2008 г. было проведено одно наблюдение HD 107000. Результат измерения Be по линиям металлов: +390 ± 120 Гс.
В предыдущей работе, посвященной результатам 2007 г., для звезды HD 107000 мы привели возможное значение периода 2d4083, что несколько меньше «фотометрического» периода 2 d8187 [25]. С увеличением количества измерений возникла необходимость в пересмотре значения периода переменности звезды. Проанализировав одновременно данные фотометрии HIPPARCOS и обновленный массив измерений продольного поля HD 107000 на предмет периодичности, мы рассмотрели несколько значений вблизи 5—6 суток. На наш взгляд, наиболее удовлетворительным выглядит значение периода вращения звезды 5 d 638 — это ровно в два раза больше значения периода из работы [25]. На рис. 3 представлены кривые фотометрической и магнитной переменности, рассчитанные согласно элементам JD0 = 2453719.422, P = 5d638. Поскольку магнитное поле звезды очень слабое, критически важно повысить точность его измерения.
Интересно, что максимум и минимум блеска звезды приходятся на моменты времени, когда продольное поле звезды близко к нулю. Это можно рассматривать как следствие сильно неоднородного распределения химических элементов в атмосфере звезды. В связи с этим в дальнейшем представляется интересным изучить подробнее строение магнитного поля и исследовать его связь с распределением вещества в верхних слоях фотосферы HD 107000.
4.3.12. ИВ 178892= ИР94155= Renson49740 Звезда с самым сильным продольным полем из найденных нами на 6-м телескопе в ходе выполнения программы по поиску новых магнитных звезд [16]. В 2008 г. был продолжен ее магнитный мониторинг. Подтверждено, что продольный компонент поля постоянно имеет положительную полярность, а его экстремальное значение достигает 8 кГс. Результаты измерений 2008 г. вошли в статью [26].
В дополнение к стандартной процедуре наблюдений, предполагающей время накопления достаточной длительности, чтобы обеспечить высокое отношение сигнал/шум, в течение одной ночи (ЛБ = 2454609.360-609.388) было получено пять зеемановских спектров с короткими экспозициями с целью поиска быстрых изменений лучевой скорости и магнитного поля. По причине малого отношения сигнал/шум (на данных спектрах Б/Ы составляло всего 40) точность измерения поля по ним существенно ниже, чем по типичным спектрам, полученным с отношением Б/Ы = 200. Во время наблюдений продольное поле Ве оставалось постоянным в пределах ошибок. Из таблицы 1 видно, что величина продольного поля, полученного по ядру Ив, примерно в два раза меньше Ве, полученного по металлам.
4.3.13. ИВ 184471 = И1Р 96177= Renson 50890 Эта звезда с сильной депрессией в континууме (2 = —0.034) и спектральной пекулярностью типа БгСгЕи [9] была открыта как магнитная в САО [16]. В 2008 г. выполнено пять измерений продольного магнитного поля, которые подтверждают наличие поля величиной менее 1 кГс. Кудрявцев и Романюк [4] построили кривую переменности Ве (с включением данных из таблицы 1 настоящей статьи). Согласно этой работе, продольное поле меняется по синусоидальному закону с периодом 50.8 суток.
4.3.14. HD221936= Renson 60830
4.3.17. HD 343872= Renson 49880
Магнитное поле звезды было обнаружено в наблюдениях на телескопе БТА, звезда включена в каталог [12]. Сильное продольное поле HD 221936 меняется в пределах от —2500 Гс до +2900 Гс с периодом P = 0d63195 [27]. Два значения Be, полученные в 2008 г. измерением линий металлов (—2500 ± 240 Гс, —2000 ± 170 Гс), находятся в пределах указанных величин. Продольное поле по водороду получается в 3—4 раза слабее поля по металлам. Звезда относится к рассеянному скоплению Stock 12 [28]. Согласно информации из базы данных WEBDA, возраст этого скопления 280 млн лет. Кудрявцев и Романюк [29] отмечают, что v sin i не превышает 60 км с-1. На поляризованных спектрах видно характерное зееманов-ское расщепление линий, указывающее на сильное поверхностное поле Bs величиной примерно 25-30 кГс.
Пекулярная природа звезды была установлена Байдельманом [19]. Шнайдер [33] провел фотометрические наблюдения в системе Да Венской обсерватории и нашел у нее наибольшую среди всех СР-звезд переменную депрессию континуума (Да меняется в пределах от 0т067 до 0?1146). Елькин и др. [31] впервые обнаружили магнитное поле звезды. Серия новых измерений 2008 г. подтверждает наличие очень сильного продольного поля. Поле Ве по ядру водородной линий Нв получается существенно более слабым. Мы оцениваем величину поля на поверхности В3 не менее, чем в 20 кГс. Период переменности звезды составляет 8.8 суток. В спекл-интерферометрических наблюдениях на БТА [34] на расстоянии 0'!8 был найден спутник, слабее на 4™4.
4.3.18. ВО -12°2366 = Renson 18787
4.3.15. HD279021 = HIP 17911 = Renson 6120
Новая магнитная звезда. Первое измерение продольного поля по линиям металлов (Be = +1280 ± 100 Гс), вне всякого сомнения, указывает на наличие магнитного поля. Величина поля, измеренная по ядру Нв, лишь немногим меньше: +1020 ± 320 Гс. В каталоге CP-звезд Ренсона и Манфруа [9] тип ее пекулярности представлен как SrCrEu. Каталано и Ренсон [27] приводят значение периода переменности P = 2 d8. По всей видимости, HD 279021 — молодая звезда, т.к. является членом ассоциации PerOB2 [18, 30].
4.3.16. HD 293764 = HIP23533 = Renson 8270
Звезда типа SrCrEu с сильной депрессией в континууме, вероятно, является членом ассоциации Ori OB1. Как магнитная была открыта на телескопе БТА [31]. Результаты предыдущих измерений магнитного поля звезды описаны в работе [16]. Эти данные показывают, что звезда обладает очень сильным магнитным полем, продольный компонент которого меняется от 3 до 5 кГс, сохраняя положительную полярность. Один спектр 2008 г. дает значение Be = +5170 ± 180 Гс по линиям металлов и +3390 ± 340 Гс по ядру линии водорода. Период вращения звезды — около 2.9 суток. Балега и др. [15] на расстоянии 0'!75 нашли спутник звезды, слабее на 4 m. 4. Орбитальный период в указанной работе оценивается в 10 000 лет.
Звезда спектрального класса F0 из скопления NGC 2539, входит в список Ренсона и Манфруа [9], но тип ее пекулярности в нем не указан. Возраст скопления lg t = 8.75 [11]. Магнитное поле Be = +1200 ± 180 Гс найдено в 2008 г. по одному спектру измерением линий металлов. В то же время по ядру водородной линии Нв поле не обнаружено. Наблюдения объекта следует продолжать.
4.3.19. BD + 0001659 = Renson 13650
Звезда — компонент B в двойной системе ADS5528, является членом рассеянного скопления NGC 2301 с возрастом lg t = 8.31 [11]. Предыдущие три измерения продольного поля звезды приведены в таблице 3. В одном наблюдении 2008 г. магнитное поле Be по линиям металлов получилось равным +340 ± 100 Гс. По водороду поле найдено не было. По имеющимся данным, звезда обладает слабым полем положительной полярности.
Таблица 3. Результаты измерений магнитного поля BD +00° 1659
JD (2450000+) ве± а, Гс
3666.511 +240 + 100
3667.477 +420 + 70
4110.468 +160 + 130
4488.442 +340 + 100
4.3.20. BD+40°175AB = ADS693AB
Эта двойная магнитная система была детально исследована в работах [35, 36]. В 2008 г. были проведены измерения магнитного поля раздельно у компонент А и В. По-прежнему видно, что полярность поля Be у них противоположна: компонент А имеет сильное продольное поле отрицательной полярности, а компонент В — положительной.
4.3.21. NGC2169-12= V1356Ori= Renson 11180
Звезда с большим значением индекса Да (0™040) [37]. Тип пекулярности — Si [9]. Звезда входит в состав рассеянного скопления NGC 2169 возрастом lg t = 6.89 [11].
Наши наблюдения магнитного поля звезды ведутся с 2004 г., их результаты приведены в таблице 4. Период переменности звезды составляет 1d56 [27]. Звезда является очень быстрым ротатором (v sin i > 220 км с-1 [38]). Как видно из таблицы, звезда обладает сильным продольным полем отрицательной полярности.
4.4. CP-звезды, у которых в наблюдениях 2008 г. магнитное поле не обнаружено
4.4.1. HD 653 = Renson 100
На основании аномалий в спектре [32] звезда была включена в каталог CP-звезд Ренсона и Ман-фруа [9]. Указанный тип пекулярности — CrEu. Объект слабый (V = 8™97), изучен плохо. Спектр звезды богат узкими линиями. Наше первое измерение продольного поля (+220 ± 110 Гс) пока не позволяет сделать уверенный вывод о его наличии.
4.4.2. HD 32549= HIP23607= Renson 8280 Химически пекулярная звезда типа SiCr [9]. Период вращения P = 4d64 приведен в работе [27]. Звезда характеризуется умеренным вращением: v sin i = 35 км с-1.
Объект был включен в программу наблюдений из-за большого значения индекса Да. В 2004—2006 гг. мы выполнили более десяти измерений продольного поля, но обнаружить его
Таблица 4. Результаты измерений магнитного поля NGC 2169-12
JD (2450000+) Ве + сг, Гс
3273.481 -1530 + 1590
3666.454 -1730+ 540
3667.433 -1900+ 460
4809.445 -3160+ 460
не удалось. Два измерения 2008 г. (—40 ± 120 Гс и —90 ± 100 Гс по линиям металлов) также свидетельствуют об отсутствии поля величиной больше ошибок измерения. Однако в работе [39] говорится о детектировании очень слабого продольного поля, переменного в пределах от —150 Гс до +150 Гс. Поэтому магнитные наблюдения звезды имеет смысл продолжить на спектрографах высокого разрешения в широком диапазоне длин волн.
4.4.3. HD35101 = BD+4201274 = ADS3975A
HD 35101 — главная звезда в кратной системе ADS3975, находящаяся на расстоянии около 40" от компонента С (рассмотренной выше звезды HD 35100). Компонент В величиной V = 13™7 находится на расстоянии 8" 4. Звезда быстро вращается, линии в спектре очень широкие, что затрудняет измерения поля. Величина измеренного по линиям металлов поля составляет —1250 ± 940 Гс. По линии водорода поле также не обнаружено. Из-за больших ошибок измерений продолжение поисков поля у нее нецелесообразно.
4.4.4. HD 38104 = HR1971= HIP27196 = Renson 10240
Очень яркая звезда 5 ™5 в фильтре B. В спектре присутствует депрессия в континууме на Л 5200 A. Ширина линий свидетельствует об умеренном вращении: v sin i = 30 км с-1 [38].
Звезда включена в каталог [12], в нем указаны пределы изменения продольного поля HD 38104 ( — 100/ + 300 Гс) на основании измерений, выполненных в 2005 и 2006 гг. на телескопе БТА. В 2008 г. было выполнено два измерения поля по линиям металлов: —70 ± 80 Гс и +120 ± 70 Гс. Такие значения указывают на то, что если поле и существует, то оно очень слабое.
4.4.5. HD 39317= HIP27743= Renson 10560
Два измерения продольного поля в 2008 г. (+280 ± 160 Гс и —80 ± 100 Гс) не показывают признаков наличия магнитного поля. Однако в каталоге [9] отмечено, что эта звезда является пекулярной спектрального класса B9 с типом аномалий SiEuCr. Для звезды ранее был найден период вращения (P = 2d6541 [27]) и оценена скорость вращения (v sin i = 30 км с-1 [38]). Эти параметры, как и достаточно большая величина Да = 0.025, указывают на большую вероятность того, что звезда является магнитной. Кочухов и Баньюло [40] приводят возраст звезды lg t = 8.42.
4.4.6. HD62512= Renson 17140
В каталоге [9] звезда отмечена как химически пекулярная типа A0 SrEu. Сведений о магнитных измерениях в литературе нет. Мы включили звезду в список кандидатов для наблюдений на основании типа пекулярности. Звезда практически не изучена. Наше единственное измерение в 2008 г., —230 ± 110 Гс, возможно, указывает на наличие магнитного поля, но требуются дальнейшие наблюдения для проверки этого предположения.
4.4.7. HD 72295= HIP41839= Renson 19980
Звезда с достаточно сильной депрессией в континууме (Z = 0.035) класса A0 и с типом пекулярности SrEuCr [9]. В каталоге [12] присутствует как объект с очень слабым полем. В наблюдениях 2008 г. магнитное поле у этой звезды не обнаружено. Неизвестным остается и период вращения. По имеющимся данным кривую изменения продольной компоненты построить невозможно.
4.4.8. HD169842= HIP90367= Renson47540
Звезда с типом пекулярности SrCr [9] в скоплении NGC 6633. В континууме наблюдается достаточно сильная депрессия (Z = —0.031), что побудило нас включить звезду в список кандидатов для поиска магнитных звезд. Первые результаты измерения магнитного поля были опубликованы в работе [16]. В каталоге [12] приведены пределы измеренного продольного поля: от —660 Гс до +380 Гс.
Полученный в наблюдениях 2008 г. результат (Be = +350 ± 360 Гс по линиям металлов) согласуется с предыдущими измерениями. Эти данные уже опубликованы в работе Кудрявцева и Ро-манюка [4]. Известен период вращения звезды (2.7 суток [27]), имеются измерения скорости вращения (v sin i = 30 км с-1 [38]). Нужно отметить, что скопление NGC 6633 достаточно старое, его возраст lg t = 8.76 [11]. Таким образом, стоит ожидать, что звезда HD 169842 относится к категории проэволюционировавших CP-звезд со слабым магнитным полем.
4.4.9. HD177410= HIP93187= Renson49490
Химически пекулярная звезда типа Si [9]. Первую попытку обнаружить поле у этой звезды предприняли Болендер и др. [41], но безуспешно. Наши три измерения 2008 г. также не подтверждают наличия магнитного поля в пределах ошибок. Из-за быстрого вращения (P = 1d 1 [27]) линии в спектре звезды широкие, что сказывается на точности измерений.
4.4.10. HD261937
В базе данных SIMBAD обозначена как молодая звезда скопления NGC2264 (lgt = 6.81 [11]). В каталоге Ренсона и Манфруа [9] информация о звезде не приводится. Возможно, что HD 261937 относится к звездам типа Л Boo [42]. Входит в каталог переменных звезд рассеянных скоплений [28]. Наше единственное измерение продольного поля по линии водорода поля не показало (—680 ± ± 690 Гс).
4.4.11. HD281367= HIP 18627= Renson 6370
Пекулярная звезда типа SrEu из каталога [9]. Период вращения этой звезды очень маленький — 0.7 суток [27], но узкие линии в спектре указывают на то, что угол наклона оси вращения к лучу зрения i небольшой. Звезда входит в комплекс звездообразования PerOB2 [18].
Попыток измерить поле ранее не было. Наше первое измерение в 2008 г. не показало наличие поля: Be = +50 ± 100 Гс.
4.4.12. BD+41°43= Renson390
Звезда с сильной депрессией. Мониторинг магнитного поля ведется с 2003 г. Информация о звезде приведена в каталоге магнитных CP-звезд Романюка и Кудрявцева [12]. Измерения поля в 2007 г. описаны в статье [1]. Единственное измерение 2008 г. дает значение продольного поля +110 ± 120 Гс. Мониторинг звезды будет продолжен.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В работе приведены результаты измерений магнитных полей СР-звезд, выполненных на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа БТА в 2008 г. Получен наблюдательный материал для 37 химически пекулярных звезд, из них у четырех объектов поле найдено впервые, у двух заподозрено его наличие, а у 16 ранее известных магнитных СР-звезд изучение поля было продолжено с целью построения магнитной модели. Систематические инструментальные ошибки измерений, как и прежде, не превышали 10—20 Гс.
Новые магнитные звезды с очень сильными полями (Ве больше 3 кГс) не обнаружены.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность Г. А. Чунто-нову за содействие в подготовке к наблюдениям и их обеспечение. Авторы благодарят Российский научный фонд (грант РНФ 14-50-00043), при поддержке которого было выполнено настоящее исследование. Наблюдения на 6-метровом телескопе САО РАН проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (соглашение №14.619.21.0004, идентификатор проекта RFMEFI61914X0004). В работе использованы сведения из астрономических баз данных NASA ADS, SIMBAD и VizieR.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and
D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69, 427(2014).
2. E. A. Semenko, I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin, ASP Conf. Ser. 494, 51 (2015).
3. I. I. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 70, 199 (2015).
4. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk, in Magnetic Stars, Ed. by D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk (Nizhny Arkhyz, 2011), p. 104.
5. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk, Astronomische Nachrichten 333, 41 (2012).
6. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and Astrophys. 389, 191 (2002).
7. G. M. Hill, D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 297,236 (1998).
8. G. A. Wade, J.-F. Donati, J. D. Landstreet, and S. L. S. Shorlin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 313,851 (2000).
9. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498, 961 (2009).
10. A. P. Cowley and C. R. Cowley, Publ. Astron. Soc. Pacific 77, 184(1965).
11. N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, S. Roser, et al., Astron. and Astrophys. 440, 403 (2005).
12. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63, 139(2008).
13. E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and E. Yu. Kuchaeva, Astronomy Letters 37, 20 (2011).
14. A. R. Titarenko, E. A. Semenko, and T. A. Ryabchikova, Astronomy Letters 38, 721 (2012).
15. Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 48 (2008).
16. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and
E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372, 1804 (2006).
17. H. E. Bond, Publ. Astron. Soc. Pacific 84, 446 (1972).
18. A. N. Belikov, N. V. Kharchenko, A. E. Piskunov, et al., Astron. and Astrophys. 384, 145 (2002).
19. W. P. Bidelman, Astron. J. 88,1182(1983).
20. E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, T. A. Ryabchikova, and I. I. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 63, 128(2008).
21. E. Paunzen, C. Stuetz, and H. M. Maitzen, Astron. and Astrophys. 441,631 (2005).
22. P. North and N. Cramer, Astron. and Astrophys. Suppl. 58,387(1984).
23. C. Koen and L. Eyer, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 331,45(2002).
24. L. M. Freyhammer, V. G. Elkin, D. W. Kurtz, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 389,441 (2008).
25. K. T. Wraight, L. Fossati, M. Netopil, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 420, 757 (2012).
26. E. A. Semenko, L. A. Kichigina, and E. Yu. Kuchaeva, Astronomische Nachrichten 332, 948 (2011).
27. F. A. Catalano and P. Renson, Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
28. M. Zejda, E. Paunzen, B. Baumann, et al., Astron. and Astrophys. 548a, 97 (2012).
29. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk, in Physics of Magnetic Stars, Ed. by D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk (Nizhny Arkhyz, 2007), p. 81.
30. В. Г. Клочкова, И. М. Копылов, Астрофиз. исслед. (Известия САО) 20,3(1985).
31. V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Bull. Spec. Astrophys. Obs. 51,81 (2001).
32. W. P. Bidelman, Astron. J. 90, 341 (1985).
33. H. Schneider, Astron. and Astrophys. 161, 203 (1986).
34. D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 69, 296 (2014).
35. V. G. Elkin, Astronomy Letters 25, 809 (1999).
36. E. A. Semenko, L. A. Kichigina, and E. Yu. Kuchaeva, Astronomische Nachrichten 332, 948 (2011).
37. H. M. Maitzen and T. Lebzelter, Inform. Bull. Var. Stars, No. 3856, 1 (1993).
38. R. Glebocki and R. Gnacinski, in Proc. 13th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun, Hamburg, Germany, 2004, Ed. by F. Favata, G. A. J. Hussain, and B. Battrick (ESA, 2005), ESA SP-560, p. 571.
39. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and Astrophys. 475,1053(2007).
40. O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astron. and Astrophys. 450, 763 (2006).
41. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, Astron. and Astrophys. 269, 355 (1993).
42. E. Paunzen, B. Duffee, U. Heiter, et al., Astron. and Astrophys. 373,625(2001).
Results of the Magnetic Field Measurements of CP Stars Carried Out with the Russian 6-m Telescope. II. Observations in 2008
1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev
We present the results of the magnetic field measurements of 37 chemically peculiar and 4 normal main sequence stars using circularly polarized spectra obtained in 2008 with a Zeeman analyzer on the Main Stellar Spectrograph (MSS) of the Russian 6-m telescope (BTA). Four new magnetic stars have been discovered (HD 25999, HD 35100, HD 96237, and HD 279021), the presence of a field was suspected in two stars (HD 2887 and BD —12°2366), 16 previously known CP stars were continued to be monitored to study their fields. The results of the longitudinal magnetic field Be measurements show that in stars with narrow spectral lines, systematic errors in Be determination do not exceed 10—20 G, which is within the statistical error. Our study of stars with reliable phase curves of the longitudinal field Be show that there are no instrumental effects which can distort the observations.
Keywords: stars:magnetic field—stars:chemically peculiar
