CC BY
5
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2022, том 77, № 1, с. 104-122
УДК 524.3-337; 524.35
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА БТА. VII. НАБЛЮДЕНИЯ 2013 ГОДА
© 2022 И. И. Романюк1*, А. В. Моисеева1, Е. А. Семенко1'2, Д. О. Кудрявцев1, И. А. Якунин1'3
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Национальный институт астрономических исследований Таиланда, Чиангмай, 50180 Таиланд 3Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия Поступила в редакцию 15 июля 2021 года; после доработки 09 августа 2021 года; принята к публикации 15 сентября 2021 года
В статье приводятся полные результаты измерений эффективного продольного магнитного поля Be и лучевой скорости VR для 107 объектов в основном химически пекулярных звезд Главной последовательности и звезд-стандартов. Спектрополяриметрический материал был получен в 2013 году на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА САО РАН. За год было обнаружено семь новых магнитных звезд: HD 16545, HD 34736, HD 36997, HD 37633, HD 128220, HD 220846, BD+37°431. В течение 11 ночей наблюдений было зарегистрировано 296 циркулярно-поляризованных спектров. Для всех объектов были измерены лучевые скорости, для шестидесяти четырех — впервые. Наблюдения стандартных магнитных и немагнитных звезд подтверждают отсутствие каких-либо значимых систематических ошибок, способных исказить результаты измерений Be. В статье даны комментарии результатов измерений для всех наблюдавшихся звезд.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Данная работа продолжает серию публикаций измерений магнитного поля химически пекулярных звезд, полученных на 6-м телескопе. Научное обоснование, цели работы, методика ее выполнения и результаты наблюдений 2007—2012 гг. представлены в серии работ (Romanyuk and Kudryavtsev 2008, Romanyuk et al. 2020; 2014; 2015; 2017a; 2018). В статье Romanyuk et al. (2020) даны подробные ссылки на предыдущие работы по указанной теме. Всего за период 2007—2012 гг. была обнаружена 41 новая магнитная СР-звезда.
В настоящей работе приведены результаты измерений эффективного продольного магнитного поля Be и лучевой скорости Vr для 107 звезд, наблюдения которых были выполнены в 2013 г. Оборудование, методика наблюдений и обработки данных не претерпели значительных изменений по сравнению с предыдущими годами. Ознакомиться с ними можно в предыдущих работах серии.
Полная таблица с представляемыми результатами будет опубликована в электронном виде в базе
E-mail: roman@sao.ru
данных VizieR (Ochsenbein et al. 2000). В настоящей статье кратко приведены только комментарии результатов исследования звезд. Наибольшее внимание мы уделили объектам, магнитные исследования которых были выполнены впервые.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Материал, послуживший основой для настоящего исследования, был получен в течение 11 ночей наблюдений по четырем основным программам:
1. Магнитные поля массивных звезд (основной заявитель И. И. Романюк, САО РАН);
2. Новые магнитные звезды (основной заявитель Д. О. Кудрявцев, САО РАН);
3. Избранные магнитные звезды (основной заявитель Е. А. Семенко, САО РАН);
4. Геометрия магнитных полей СР-звезд (основной заявитель Г. Вэйд, Канада).
Наблюдения, как и ранее, выполнялись на Основном звездном спектрографе (ОЗСП)1 теле-
'https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/en/index.html
скопа БТА с анализатором круговой поляризации (Chountonov 2004, Panchuk et а1. 2014). В качестве светоприемника использовалась ПЗС-матрица размером 4600 х 2000 элементов. Время экспозиции выбиралось таким образом, чтобы отношение Б/Ы на спектрах было не меньше 150—200. Основная масса спектров покрывает область длин волн 4450—4950 Л со средним разрешением К = 15 000.
В каждую наблюдательную ночь дополнительно к основным объектам исследования снимались спектры звезд-стандартов: звезды с хорошо известной магнитной фазовой кривой, а также с нулевым магнитным полем. Список стандартов и их краткое описание приведены в разделе 4. Процесс обработки и экстракции спектров реализован в системах ЕБО-МГОЛБ и ЩЛЕ Детали процесса неоднократно публиковались в ранее вышедших работах серии и к настоящему времени существенных изменений не испытали.
В 2013 г. мы получили 148 пар циркулярно-поляризованных спектров для 107 звезд. Тогда же была начата большая программа наблюдений, посвященная поиску и изучению магнитных полей у звезд ассоциации Орион ОВ1. В 2013 г. было изучено около 25 звезд программы. Детали исследований этих объектов можно найти в серии наших работ, посвященных ассоциации Орион ОВ1 (Ношапуик et а1. 2019; 2021а; Ь).
В таблице 1 приведены общие сведения об исследуемых объектах из базы данных Б1МВЛО
(Wenger et al. 2000) и каталога Renson and Manfroid (2009): названия звезд в порядке возрастания номера в каталогах HD и BD, значения параллакса, видимая звездная величина, спектральный класс из базы данных SIMBAD и по каталогу Renson and Manfroid (2009).
Измерения магнитного поля в настоящей работе в основном выполнялись двумя способами: по модифицированному методу Babcock (1958) и методом регрессии, описанным Bagnulo et al. (2002). Особенности применения обоих методов изложены в работе Romanyuk et al. (2020). Третий метод, полезный в частности при исследовании быстрых ротаторов с малым количеством спектральных линий или в двойных звездах типа SB2, основан на измерении поляризации в крыльях линии водорода. Точность таких измерений невелика и позволяет выявлять магнитное поле величиной более 500 Гс. Подробные примеры результатов использования методов представлены в комментариях (см. раздел 4).
Кроме продольного магнитного поля Be для каждой из звезд была измерена лучевая скорость Vr. Лучевые скорости шестидесяти четырех звезд были определены впервые.
В настоящей работе использовались сведения из астрономических баз данных SIMBAD (Wenger et al. 2000) и VizieR (Ochsenbein et al. 2000).
Таблица 1. Общие сведения для исследуемых звезд
Название звезды Параллакс, mas V, mag Спектральный класс
из базы данных SIMBAD по данным Renson and Manfroid (2009)
HD 965 4.52 8.57 ApSrEuCr A8 SrEuCr
HD 2957 3.03 8.49 ApCrEu B9 CrEu
HD 5601 3.65 7.63 ApSi AO Si
HD 6757 3.35 7.88 AO CrEuSi
HD 9996 6.09 6.38 A2:VpSiSrCrEu B9 CrEuSi
HD 13038 5.87 8.52 A4III A4
HD 13079 5.98 8.90 F0
HD 16545 3.87 7.35 AO Si
HD 17330 2.04 7.11 B7 Si
HD 18803 47.15 G8V
HD 18978 36.80 4.09 A3IV-V A1-A5
HD 19712 6.07 7.35 B9V AO CrEu
HD 20902 6.44 1.79 F5Ib
HD 23964 7.06 6.81 B9.5VspSiSrCr B9 SiSrCr
HD 25515 4.29 8.67 F3III FO-dD
РОМАНЮК и др. Таблица 1. (Продолжение)
Название звезды Параллакс, mas V, mag Спектральный класс
из базы данных SIMBAD по данным Renson and Manfroid (2009)
HD 29762 2.54 9.09 ApSrCr A0 SiSr
HD 33256 39.80 5.11 F5.5VkF4mF2
HD 33917 2.60 9.24 A0V A0 Si
HD 34317 5.43 6.40 A0V B9-A1
HD 34736 2.74 7.82 ApSi B9 Si
HD 34859 3.29 9.18 ApSi A0 Si
HD 34889 2.72 8.75 ApSi B9 Si
HD 34959 2.18 6.52 B7Ib/lI B6
HD 35008 4.87 7.09 B5V B9 Si
HD 35177 2.76 8.13 B9VpSi B9 Si
HD 35456 0.66 6.95 B9II/III B7 He-wk
HD 35881 2.74 7.77 B8V B8 He-wk
HD 35901 1.19 9.04 ApSi B9 Si
HD 36046 2.91 8.06 B9II B8 He-wk
HD 36526 2.43 8.29 B8II B8 He-wk,Si
HD 36549 2.75 8.54 B9V B7 He-wk
HD 36899 2.47 9.8 A0V B9Sr
HD 36916 3.86 6.70 B9III B8 He-wk,Si
HD 36918 2.47 8.26 B8.3 B9 He-wk
HD 36958 2.43 6.90 B3/5V B3 He-wk
HD 36960 2.02 4.72 Bl/2Ib/lI BOSi
HD 36997 2.10 8.32 B9.5IIIpSiSr B9 SiSr
HD 37041 2.21 6.39 09.5IVp ВО He
HD 37114 3.15 9.01 B9V B8-A0
HD 37149 2.37 8.02 B7IV B7 He-wk
HD 37235 2.51 8.13 B8IV/V B9 He-wk
HD 37321 1.56 7.09 B5III B5 He-wk
HD 37340 2.27 9.00 A0
HD 37633 2.40 8.99 B9.5IIIpSi B9 EuSi
HD 37642 2.46 8.04 ApSrEu B9 He-wk,Si
HD 37807 2.55 7.87 B3/5IV B4 He-wk
HD 38129 4.60 6.79 A0 A0 Cr
HD 39082 6.00 7.42 ApEuCrSr B9 SrCrEu
HD41121 2.45 8.39 B8
HD 41689 0.85 8.41 BlV(n)
HD 44907 2.62 7.33 B9III B9 He-wk
HD 45622 4.89 6.68 B8
HD47152 8.51 5.74 B9Mn+F0m A0 EuCrHg
HD 48532 1.36 8.65 B2V:
Таблица 1. (Продолжение)
Название звезды Параллакс, mas V, mag Спектральный класс
из базы данных SIMBAD по данным Renson and Manfroid (2009)
HD 49805 1.67 8.46 В8
HD 50085 1.03 8.66 B9V B8 He-wk
HD 56818 3.20 8.08 АО
HD 60325 0.98 6.21 B2II B3 He-wk
HD 65339 11.23 6.00 A3VpSrSiCrEu A3 SrEuCr
HD 66526 4.75 8.29 АО
HD 71369 18.21 3.42 G5III:
HD 79158 5.72 5.28 B9 He-wk
HD 96003 5.21 6.87 АЗр A3 SrCr
HD 96237 2.84 9.45 ApSrEuCr A4 SrEuCr
HD 98851 6.63 7.41 F2 F1-F3 Sr
HD 102480 3.60 8.44 F2-F5 Sr
HD 107000 3.82 8.02 A3IV A2 Sr
HD 108449 6.78 8.29 Ар A5
HD 109317 10.94 5.38 кош
HD 110066 7.13 6.38 AOpSrCrEuKsn AI SrCrEu
HD 112413 28.41 2.88 AOVpSiEu A0 EuSiCr
HD 112528 4.39 8.25 ApSrEu(Cr) A3 SrEuCr
HD 113878 3.50 8.24 А5 A9-F3 Sr
HD 118660 14.18 6.48 A9Vs A6-F0
HD 128220 1.99 8.50 GOIIIn+sdO 09 He
HD 129174 11.34 4.89 B9IIIpHgMnSi B9 MnHg
HD 129175 10.19 5.76 A6V A2-A8
HD 134214 10.73 7.46 F2VpSrCrEu F2 SrEuCr
HD 134793 5.51 7.54 A3p A4 SrEuCr
HD 137909 29.17 3.68 F2VpSrCrEuSi A9 SrEuCr
HD 137949 12.48 6.69 FOVspEuGdSr F0 SrEuCr
HD 139478 16.97 6.69 Fl IV Fl Sr
HD 147550 6.88 6.24 B9V B9 He-wk
HD 152107 18.10 4.82 AI VpSiSrCr A3 SrCrEu
HD 161480 2.92 7.70 B6 He-wk
HD 161733 3.07 8.00 B7 He-wk
HD 169191 8.59 5.24 K3III
HD 172044 6.09 5.41 B8IIpHgMn B8 HgMn
HD 174959 2.85 6.08 B6IV B6Si
HD 176304 1.05 6.75 B2Vp B3Si
HD 176582 3.32 6.40 B5V B5 He-wk
HD 184903 2.73 7.81 AOp A0 SiCrSr
HD 188501 2.17 8.04 B9 He-wk
Таблица 1. (Продолжение)
Название звезды Параллакс, mas V, mag Спектральный класс
из базы данных SIMBAD по данным Renson and Manfroid (2009)
HD 191746 0.81 7.18 B2IV ВЗНе
HD 198513 4.49 6.37 B8III B8 He-wk, Si
HD 201089 3.80 8.51 B9.5V
HD201601 28.77 4.68 A9VpSrCrEu A9 SrEu
HD 201935 0.57 6.67 A5II
HD 202664 1.79 7.81 В9
HD208310 2.92 8.44 АО
HD 208340 2.25 8.92 В9р B9 SiCrEu
HD 220147 2.07 8.12 В9р B9 CrSiEu
HD 220846 5.38 7.48 A6pSr A5 SrEu
BD + 10 2179 0.48 9.93 Bp 09 HeC
BD +37 431 1.70 9.85 F2III F3
BD+51 96 1.17 10.00 ApSr A Sr
BD+53 1183 1.42 9.92 ApSrCr A CrSrEu
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ
В таблице 2 показан фрагмент электронной таблицы, содержащий данные для новых магнитных химически пекулярных звезд, которые были открыты в 2013 году. Полная версия таблицы для всех исследуемых объектов доступна в базе данных VizieR. В таблице представлены результаты измерений магнитного поля и лучевой скорости звезд. Для тех объектов, исследования которых выполнялись впервые, в комментариях к отдельным звездам будут приведены величины проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i, эффективная температура Tff и ускорение силы тяжести lg g. Методы оценки физических параметров описаны в работе Moiseeva et al. (2019). В колонках таблицы 2 приведены: названия звезд в порядке возрастания номера в каталогах HD и BD, гелиоцентрическая юлианская дата наблюдений (HJD), величины продольного поля, определенные тремя перечисленными методами, а также значения лучевой скорости Vr. Типичная ошибка измерений продольного поля по одной линии водорода составляет а = ±500 Гс.
4. КОММЕНТАРИИ
В данном разделе представлены комментарии к результатам исследования 107 звезд. В том случае, если звезды наблюдались нами ранее и результаты опубликованы, приводятся соответствующие ссылки. Больше внимания было уделено тем объектам, которые в 2013 г. наблюдались впервые.
В работе сохранена традиционная последовательность комментариев, принятая в предыдущих статьях серии. Результаты измерений лучевой скорости сравнивались со значениями, представленными в базе SIMBAD (при наличии).
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
HD18803. Систематических ошибок измерений Be, превышающих 20 Гс, у данной звезды не обнаружено. В базе SIMBAD указано значение VR = +9.9 км с-1 (Soubiran et al. 2018), что хорошо согласуется с измерениями 2013 г.
HD 20902 = a Per = Мирфак. Обычно мы избегаем использования таких объектов в качестве стандартов, так как невозможно быстро скомпенсировать случайный уход звезды со щели спектрографа во время короткой экспозиции. Систематические ошибки в измерении магнитного поля, вызванные ошибками гидирования, в данном случае превысили 100 Гс.
HD 33256 = 68 Eri. Звезда регулярно используется в наших наблюдениях в качестве стандарта нуля. Два измерения 2013 г. показали, что инструментальное поле при использовании этой звезды не превышают 40 Гс. Лучевая скорость HD 33256 не показывает отличий от сведений из базы SIMBAD: Vr = +10.18 км с-1 (Soubiran et al. 2018).
HD 71369 = o UMa. Объект в течение многих лет используется в качестве стандарта нуля. Все измерения спектров 2013 г. дали результат не превышающий 80 Гс. В наших наблюдениях HD 71369
Таблица 2. Фрагмент таблицы с измерениями магнитного поля и лучевой скорости исследуемых звезд по наблюдениям 2013 г.
Звезда HJD (2450000+) S/N Be(z) +cr, Гс Be(r) + er, Гс Be(h), Гс Vr , км с 1
HD 16545 6500.566 220 -240 + 80 -350 + 160 -400 +12.1
HD 34736 6589.489 250 -4800 + 2200 -2090 + 300 -8500 -25.1a/+2.8Ь
6639.491 220 +14100 + 740 +810 + 290 -1000 +30.6
6644.433 200 -10480 + 1016 -3700 + 130 -5500 +24.4
HD 36997 6643.344 200 +440 +100 +620 + 50 -200 +33.5
HD 37633 6643.380 200 +400 + 50 +380 + 60 +300 +22.5
HD 128220 6645.653 200 -600 + 300 -450 + 60 -1200 -1.4
HD 202664 6590.281 350 -700 + 130 -700 + 120 -800 +21.6
HD 220846 6645.228 220 +520 + 70 +330 + 20 +200 +11.2
BD+37 431 6640.158 110 +310 + 60 -300 + 20 -600 —
имеется некая инструментальная причина, приводящая к систематически завышенным на 30—40 Гс значениям Be. Лучевая скорость звезды не меняется в течении многих лет (см. Romanyuk et al. (2020)) и соответствует той, что указана в базе SIMBAD: Vr = +19.80 км с-1 (Gontcharov 2006).
HD 109317. Близкая (п = 10.94 mas) и яркая (V = 5m38) звезда спектрального класса К0Ш в 2013 г. наблюдалась дважды в качестве стандарта. Измерения показали отсутствие продольного поля сильнее 70 Гс. Указанная в базе SIMBAD лучевая скорость VR = -21.4 км с-1 (Gaia Collaboration 2018) отлично согласуется с нашими измерениями.
HD169191. Блеск звезды и поздний спектральный класс обусловили ее выбор в качестве стандарта нуля. Инструментальное продольное магнитное поле HD 169191 в 2013 г. не превысило 30 Гс.
Таким образом, измерения шести звезд-стандартов нуля магнитного поля показали, что в 2013 г. средние ошибки измерения магнитного поля на ОЗСП составили — 21 ± 17 Гс.
4.2. Магнитные звезды-стандарты
В качестве магнитных стандартов мы используем химически пекулярные звезды с надежно определенными фазовыми кривыми переменности эффективного продольного поля Ве. Для калибровки данных и проверки надежности работы аппаратуры такие наблюдения проводятся регулярно. Также наши наблюдения магнитных стандартов могут быть использованы для изучения долговременной, на шкале до десятилетий, переменности этих объектов и уточнения их периода. Все измерения стандартов магнитного поля, проведенные в 2013 г., хорошо согласуются с ранее построенными для них кривыми переменности Ве.
HD 65339 = 53 Cam. В 2013 г. эта звезда наблюдалась пять раз. Наши измерения Be хорошо ложатся на фазовую кривую продольного магнитного поля, опубликованную в работе Hill et al. (1998). Звезда является известной двойной системой (Renson and Manfroid 2009), что отражает и переменная лучевая скорость (в базе данных SIMBAD VR = -4.8 км с-1 (Wilson 1953)).
HD 112413 = a2 CVn. Объект является прототипом класса химически пекулярных звезд. В 2013 г. сделано три измерения Be, которые хорошо ложатся на фазовую кривую магнитного поля (Farnsworth 1932). Звезда исследовалась на наличие сверхбыстрой переменности профилей линий (Kholtygin et al. 2020). HD 112413 является двойной системой (Luyten 1995) с переменной лучевой скоростью (в базе данных SIMBAD VR = -4.1 км с-1 (Gontcharov 2006)). Исследования других лет также показывают переменность лучевой скорости.
HD 137909 = ß CrB. В 2013 г. было выполнено одно измерение магнитного поля, которое также хорошо ложится на фазовую кривую магнитного поля, опубликованную в работе Kurtz (1989). Звезда является двойной системой (Worley and Douglass 1997) c переменной лучевой скоростью. В статье Han et al. (2018) были произведены новые исследования этой звезды, используя как спектры высокого разрешения, так и циркулярно-поляризованные спектры, полученные на ОЗСП.
HD 152107 = 52 Her. Магнитная звезда с постоянно положительной величиной продольного поля, что удобно для целей калибровки. Одно наблюдение звезды в 2013 г. хорошо согласуется с эфемеридными данными (Bychkov et al. 2012, Glagolevskij 2003). Хотя в литературе указаний
на двойственность не найдено, измеренная лучевая скорость звезды переменна (в базе данных Б1МВАО Уд = -25.0 км с-1 (ВагЬ1ег-Вго88а1 е1; а1. 1994)).
НО201601 = 7 Бци. Магнитная звезда с самым большим (около 100 лет) из известных периодом вращения (ВуеИкоу е1 а1. 2016, Бауапоу е1 а1. 2018). Из-за достаточно большой яркости и очень медленной переменности сравнительно сильного продольного поля, 7 Equ — один из наиболее часто используемых стандартов поля в наших наблюдениях.
В 2013 г. было выполнено пять измерений продольного магнитного поля 7 Equ. Заметно систематическое уменьшение средней за год величины (Бе) со временем: в 2011 г. (Бе) = -1058 ± 18 Гс, в 2012г. (Бе) = -946 ± 8Гс (Рошапуик е1; а1. 2020; 2018) и в 2013 г. (Бе) = -812 ± 40 Гс. Отрицательный экстремум (Бе) = -1107 ± 26 Гс был в 2010 г. (Рошапуик е1 а1. 2017а). Таким образом, в настоящее время скорость уменьшения величины Бе составляет примерно 100 Гс в год, и, если кривая останется синусоидальной, продольное поле должно быть около нуля в 2023—2025 гг. Однако, забегая наперед, наблюдения 2020 г. показывают, что скорость падения Бе уменьшается.
Лучевая скорость звезды в пределах ошибок измерений постоянная и совпадает со значением из базы данных Б1МВАО: Уд = -16.48 км с-1 (БоиЫгапе1а1. 2018).
4.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в 2013 году
НО 965. Магнитный мониторинг звезды на БТА продолжается более 15 лет. НЭ965 является одним из сверхмедленных ротаторов, история ее исследований подробно изложена в работе МаШуэ е1 а1. (2019). По общим оценкам период вращения составляет примерно 17 лет. В 2013 г. было выполнено три измерения магнитного поля. Среднее значение, полученное по трем измерениям, равно (Бе) = -1320 ± 100 Гс, а в 2012 г. — (Бе) = -760 ± 110 Гс. В 2013 г. звезда находилась в отрицательном экстремуме продольного поля. Нами не было найдено существенных изменений лучевой скорости по сравнению с результатами предыдущих лет, которые хорошо согласуются со значением Уд = -1.19 кмс-1 (БоиЫгап е1 а1. 2018) из базы данных Б1МВАО. Оценку физических параметров с положением на диаграмме Герцшпрунга—Рассела можно найти в статье Моюееуа е1; а1. (2020).
НО 2957. Магнитное поле звезды впервые было измерено в статье Ки^ау1;8еу е1 а1. (2006). В 2013 г. нами было выполнено одно измерение
продольного поля, подтверждающее его наличие в пределах, указанных в публикации Romanyuk et al. (2020). Hümmerich et al. (2016) нашли период вращения данного объекта: P = 4d63270. Лучевая скорость, как и в 2012 г., практически совпадает с представленной в базе SIMBAD: VR = +12.3 кмс-1 (Gontcharov2006).
HD 5601. Магнитная звезда с большой депрессией в континууме была обнаружена впервые в 2006 г. (Kudryavtsev et al. 2006). В 2013 г. зафиксировано наличие сильного продольного магнитного поля отрицательной полярности. Результаты детального исследования опубликованы в статье Romanyuk et al. (2016a). Лучевая скорость звезды переменная и отличается от значения, приведенного в базе SIMBAD: VR = +3.52 кмс-1 (Gontcharov and Mosenkov 2018).
HD 6757A. Двойная звезда, входит в систему ADS 936 AB. Продольное поле звезды впервые измерено в работе Kudryavtsev et al. (2006). Одно наблюдение 2013 г. указывает на сильное поле положительной полярности (см. более подробно Romanyuk et al. (2020)). Звезда была исследована на наличие двойственности (Semenko 2017). Лучевая скорость переменная, что подтверждает двойственность звезды (в базе данных SIMBAD указана величина VR = +14.00 кмс-1 (Barbier-Brossat et al. 1994)).
HD 9996. Спектрально-двойная звезда с медленно вращающимся главным CP-компонентом. Preston and Wolff (1970) определили период вращения звезды: 22—24 года. Орбитальный период системы существенно короче — около 273 суток. Подобные результаты получены в статье Griffin (2012). В спектрах основные линии металлов очень узкие и глубокие, но имеются многочисленные широкие и слабые линии. Компоненты линии MgII Л 4481A разрешаются, хорошо выделяются линии Sr II, Cr II, Fe II. Как магнитная звезда HD 9996 исследовалась давно, в том числе на БТА с 1999 года. По результатам измерения продольного магнитного поля звезда вероятно является сверхмедленным ротатором: с 1999 г. по 2013 г. наблюдались положительные значения поля Be, а в 2013 г. поле имело отрицательную полярность. Лучевая скорость звезды переменная: Griffin (2012) указывает диапазон изменения лучевой скорости [-5.9;20.1] кмс-1. Наше измерение лучевой скорости в 2013 г. хорошо соответствует этому диапазону.
HD 16545. Эта переменная CP-звезда является членом скопления NGC 1039. Согласно нашим измерениям 2013 г., есть основания считать, что
обнаружена новая магнитная звезда. Однако единственный спектр, полученный в тот год, оказался плохого качества и поэтому для подтверждения открытия нужны дополнительные наблюдения. Спектр звезды богат линиями, измерения можно выполнять с достаточной точностью. Период вращения звезды Р = 1 <?619 (Ые1;ор11 е1 а1. 2017). В базе данных Б1МВЛО указано значение лучевой скорости Уд = +5.01 км с-1 (СопкИагоу 2006), которое сильно отличается от измеренного нами Уд = +27.3 км с-1.
НО 17330. Магнитное поле у звезды было найдено в работе К^гуау18еу е1 а1. (2006). Большое количество ранних спектров показали слабую переменность продольной компоненты магнитного поля со средней величиной порядка -400 Гс (Рошапуик е1 а1. 2020; 2017а; 2018). Три измерения 2013 г. подтверждают этот вывод. Возможно, звезда видна со стороны полюса. Детальному изучению посвящена работа Уакип1п е1 а1. (2015). В базе данных Б1МВЛО указана лучевая скорость Уи = -2.5 км с-1 ^Пзоп 1953), что отличается от полученных значений лучевой скорости в ранее опубликованных работах серии (Рошапуик е1 а1. 2020; 2017а; 2018). В наших данных наблюдаются систематические колебания лучевой скорости от -14 до —9 км с-1, что примерно в два раза превышает ошибку измерения.
НО 19712. Продольное поле НЭ 19712 меняется от —3300 Гс до +2000 Гс. Два наблюдения звезды в 2013 г. подтверждают этот вывод. Детальный анализ звезды был выполнен в работе Мо^ееуа е1 а1. (2017).
НО 29762. У данного объекта Рошапуик е1 а1. (2018) обнаружили слабое магнитное поле Ве в пределах 500 Гс. По результатам наблюдений 2013 г. присутствие поля подтверждается. В литературе данных о лучевой скорости нет, однако мы ведем ее мониторинг для этой звезды с 2010 года. Значения Уд = -9.2 кмс-1 в 2010 г., Уд = -5.9 кмс-1 в 2011 г. и Уд = -5.6 кмс-1 в 2013 г. демонстрируют тренд к увеличения лучевой скорости со временем. Это дает нам основания утверждать, что звезда, вероятнее всего, входит в состав широкой двойной системы.
НО 34736. Переменная звезда является членом ассоциации ОрионОВ1с. Наличие продольного поля впервые найдено нами в 2013 г. Дальнейшие исследования показали, что сильное поле имеет еще и сложную структуру. Результаты наших наблюдений были опубликованы в работах Рошапуик е1 а1. (2021Ь), Бешепко е1 а1. (2014), Уакип1п е1 а1. (2015). В базе данных Б1МВЛО для лучевой скорости Уд приведено значение 22.6 кмс-1 (СопкЬагоу 2006). В наших наблюдениях лучевая скорость была переменной, в
одном спектре 2013 г. присутствуют линии второго компонента. Таким образом, в 2013 г. мы показали, что HD 34736 — новая магнитная звезда в двойной системе типа SB2.
HD 34859. Еще одна звезда из состава ассоциации Орион OB1 (группа a) (Romanyuk et al. 2019). Из-за быстрого вращения линии в спектре широкие и малочисленные, поэтому точность измерений низкая. В 2013 г. звезда наблюдалась единожды. Результаты измерений поля позволили нам заподозрить наличие магнитного поля. В литературе имеется одно упоминание об измерениях лучевой скорости звезды: VR = +3.17 кмс-1 (Gontcharov and Mosenkov 2018). Полученное нами значение Vr = +21.2 кмс-1 сильно отличается. Мы оценили физические параметры объекта: Teff = 13 000 K, lg g = 4.0, ve sin i = 90 км с-1.
HD 35008 — является членом ассоциации Орион OB1 (группа a) (Romanyuk et al. 2019). Наличие магнитного поля было открыто в работе Bagnulo et al. (2006). В спектрах, полученных на ОЗСП, присутствуют только три широких линии и измерения классическим способом приводят к большим ошибкам. Однако в линии Нв обнаруживаются признаки сильного эффекта Зеемана и на этом основании звезда была включена в список объектов с возможно обнаруженным в 2013 г. магнитным полем. Измеренная нами величина лучевой скорости Vr = +19 кмс-1 не отличается от данных SIMBAD: +19.6 кмс-1 (Gontcharov 2016). Мы оценили физические параметры звезды: Teff = 11600 K, lg g = 3.8, Ve sin i = 210 кмс-1.
HD35456. Данный объект является компонентом двойной системы ADS4007AB. Магнитное поле у HD 35456 было обнаружено в работе Borra (1981). Единственное измерение поля в 2013 г. подтверждает его наличие. Результаты детального исследования звезды представлены в работе Romanyuk et al. (2016b). Измеренная лучевая скорость звезды Vr = +19.9 кмс-1 отличается от значений, приведенных в базе SIMBAD: VR = +23.3 кмс-1 (Kounkel et al. 2019) и VR = +26.0 кмс-1 (Gontcharov 2006). Химический состав звезды был изучен Alonso et al. (2003). Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 13 500 K, lg g = 3.9 (соответствует работе Alonso et al. (2003)), ve sin i < 20 кмс-1 (нижняя граница разрешения ОЗСП).
HD 35881 — является членом ассоциации Ори-онOB1 (группа a) (Romanyuk et al. 2019). Спектральные линии очень широкие и малочисленные. Измерения, проведенные методом регрессии, указывают на наличие слабого поля, в водородной линии Нв признаков эффекта Зеемана не видно.
Звезда была выбрана для детального исследования, результаты которого можно найти в работе (Рошапуик е! а1. 2016Ь). Лучевая скорость звезды отличается от Уд = +34.9 км с-1 (Со^еИагоу 2006), представленной в базе Б1МВАО, но совпадает с нашими данными 2010—2012 гг. (Рошапуик е! а1. 2020; 2017а; 2018). Наша оценка физических параметров следующая: Тед- = 15 000 К, ^ д = 4.0, ■ие 8ш г = 340 км с-1.
НО36526 — еще один член ассоциации Орион ОВ1 (группа Ь) (Рошапуик е! а1. 2021а). Магнитное поле звезды было обнаружено Вогга (1981). Согласно этой работе, продольный компонент поля меняется от -980 до +3480 Гс, единственное измерение 2013 г. попадает в этот диапазон. Звезда детально исследована в работе (Рошапуик е! а1. 2016Ь). В базе Б1МВАО указано значение лучевой скорости Уд = 55 км с-1 (Коипке1 е! а1. 2019), что отличается от наших результатов (Уд = 35.6 км с-1). Динамика изменения скорости звезды такова: 21.5 км с-1 — в 2010 г., 26.6 км с-1 — в 2011 г., 31.0 км с-1 — в 2012 г. Она указывает на то, что звезда ИЭ 36526 является частью двойной системы.
НО 36916. Звезда является членом ассоциации Орион ОВ1 (группа с) (Рошапуик е! а1. 2021Ь) и входит в Туманность Ориона. Магнитное поле ИЭ 36916 было найдено Вогга е! а1. (1983). Наблюдения данной звезды на нашем телескопе ведутся с 2010 г. (Рошапуик е! а1. 2017а). Звезда была выбрана для детального исследования, результаты которого опубликованы в работе Рошапуик е! а1. (2017Ь). Значение лучевой скорости в базе Б1МВАО Уд = 33.5 км с-1 (Коипке1 е! а1. 2019). Динамика изменения значения Уд, полученная нами, следующая: 19.6 км с-1 — в 2010 г. , 25.0 км с-1 — в 2011 г., 15.5 км с-1 — в 2012 г., 42.5 км с-1 — в 2017 г. (Рошапуик е! а1. 2017а). Звезда, скорее всего, является двойной.
НО 36997. Как член ассоциации Орион ОВ1 (группа с) (Рошапуик е! а1. 2021Ь), в 2013 г. звезда наблюдалась на БТА. По итогам анализа наблюдений впервые было найдено магнитное поле этой звезды. Спектр изобилует узкими линиями, а водородная линия Ив демонстрирует признаки двойственности. В наблюдениях 2013 г. значение Уд = 33.5 км с-1 отличается от значения Уд = 53.4 км с-1 в базе данных Б1МВАО (Коипке1 е! а1. 2019). Наша оценка физических параметров следующая: Тед- = 12 000 К, ^д = 3.8, г>е 8тг около 30 км с-1.
НО 37633. Звезда входит в состав ассоциации Орион ОВ1 (Ь). Мы впервые измерили продольное поле звезды. Спектр ИЭ 37633 богат на узкие и достаточно сильные линии. В базе Б1МВАО
указано значение скорости Vr = +46.5 км с 1. Оно отличается от Vr = +22.5 км с-1, измеренного нами в 2013 г. По нашим оценкам, физические параметры следующие: Teff = 13 000 K, lg g = 4.0, ve sin i = 35 км с-1.
HD 37642. Объект входит в состав ассоциации Орион OB1 (группы c) (Romanyuk et al. 2021b). Переменное продольное магнитное поле с пределами изменения [-2980; +2700] Гс обнаружил Borra (1981). Магнитный мониторинг этого объекта ведется на БТА с 2002 года. Линии в спектре имеют сложные профили, наблюдаются очень большие различия в величине магнитного поля, полученного по металлам и по линии Нв. В базе SIMBAD указана лучевая скорость Vr = +11.8 км с-1 (Gontcharov 2006), что значительно отличается от значения Vr = +36.4 км с-1, измеренного нами в 2013 г. Ранее в 2011 г. было получено еще одно значение VR = +28.8 км ^^Romanyuk et al. 2018). Переменная лучевая скорость говорит о двойственности звезды.
HD 38129. Магнитное поле было обнаружено впервые в одной из работ серии Romanyuk et al. (2018). В спектре имеются многочисленные узкие линии, в которых четко наблюдается эффект Зее-мана. В базе SIMBAD указана лучевая скорость VR = +19.7 км с-1 (Wilson 1953), что не сильно отличается от значения Vr = +23 км с-1, полученного в данной работе, однако более ранние измерения Romanyuk et al. (2018) показали значение Vr = +15.8 км с-1. Таким образом, есть основания заподозрить HD 38129 в двойственности.
HD 39082. Магнитное поле HD 39082 было обнаружено в работе Kudryavtsev et al. (2006). Спектр характеризуется наличием депрессии континуума на Л = 5200 A : Да = 0.042, Z = -0.049. В одном наблюдении 2013 г. слабое продольное поле имело отрицательную полярность. В линии Нв наблюдался сильный сигнал V-параметра Стокса сложной формы. В базе SIMBAD указано значение VR = +21.1 км с-1 (Grenier et al. 1999), что совпадает с нашими данными 2013 г. — VR = +22.1 км с-1. В спектре звезды заподозрено наличие линий второго компонента. Физические параметры определяются с низкой точностью: Teff = 9500 K, lg g = 3.8, Ve sin i = 40 км с-1.
HD 47152. Является компонентом двойной системы WDS J06384+2859AB. Спектральные линии небольшой интенсивности, в линии Нв видно присутствие второго компонента. Первые спек-трополяриметрические наблюдения этой звезды были выполнены в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018), когда удалось детектировать слабое магнитное поле. В 2013 г. продольное поле достигло 1.5 кГс. В базе данных SIMBAD указаны несколько
значений лучевой скорости в интервале (Duflot et al. 1995, Gontcharov 2006). В спектре, полученном в 2013 г., из-за достаточного разделения линий компонентов, нам удалось измерить лучевую скорость и проекцию скорости вращения каждого компонента отдельно: Vr(A) = +3.2 км с-1, ve sin i (A) = 40 кмс-1, VR(B) =+15.3 кмс-1, ve sin i(B) = 250 км с-1.
HD 79158. Магнитное поле было у этой звезды обнаружено в статье Borra et al. (1983), а позже в работе Shore et al. (1990) приведены новые измерения. На телескопе БТА в 2013 г. звезда наблюдалась впервые. Продольное поле Be меняется от -1200 Гс до +900 Гс. Одно измерение 2013 г. показывает, что продольное поле остается в указанных пределах. Лучевая скорость в базе данных SIMBAD VR = -21.3 кмс-1 (Gontcharov 2006) не сильно отличается от величины Vr = -27.2 кмс-1, найденной нами в данной работе. Balega et al. (2012) методом спекл-интерферометрии нашли у звезды на расстоянии 0'.'083 спутник слабее на 3m2. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 14 000 K, lg g = 3.8, ve sin i = 50 км с-1.
HD 96003. Согласно каталогу Mason et al. (2001), HD 96003 является двойной или многокомпонентной системой. В спектре много узких и резких линий. Мониторинг звезды выполняется с 2010 г. (Romanyuk et al. 2017a). Наличие слабого продольного поля отрицательной полярности подтверждается, однако в спектрах нет никаких признаков линий второго компонента. Звезда детально исследовалась на предмет двойственности в работе Semenko (2017). В базе данных SIMBAD указана лучевая скорость VR = -1.1 кмс-1 (Gontcharov 2006), которая значительно отличается от найденной нами в 2013 г.: VR = -11.7 кмс-1. В 2012 г., найденные нами значения лучевой скорости изменялись в пределах от -8.7 до -13.2 кмс-1. В 2011 г. были получены два значения: Vr = -10.0 кмс-1 и Vr = -3.6 кмс-1. В 2010 г. мы измерили значение Vr = -13.7 кмс-1. Таким образом, в текущих условиях только переменность лучевой скорости может рассматриваться как прямое свидетельство двойственности звезды.
HD 96237. Kochukhov et al. (2013) показали, что объект относится к классу быстро пульсирующих roAp-звезд. Магнитное поле звезды было обнаружено в 2008 г. (Romanyuk et al. 2015). В двух наблюдениях 2013 г. сильное продольное поле имело отрицательную полярность. Из-за южного положения (á = -25°) звезда очень трудна для наблюдений на широте БТА. В базе SlMBAD указана лучевая скорость VR = +6.7 кмс-1 (Kordopatis
е! а1. 2013) и эта величина значимо отличается от результатов измерений 2013 г.: Уд = +0.1 кмс-1. В предыдущие годы измерения лучевой скорости не проводились.
НО 107000. В непрерывном спектре этой звезды наблюдается сильная депрессия на Л = 5200 Л. Присутствие магнитного поля у звезды впервые было зафиксировано в работе Ки^ау1Беу е! а1. (2006). Магнитный мониторинг звезды на БТА продолжается несколько лет. Два измерения 2013 г. показали наличие слабого поля отрицательной полярности. В базе данных Б1МВЛО лучевая скорость Уд = +13.8 кмс-1 (СопкИагоу 2006), что отличается от значения Уд = +2.3 кмс-1, полученного нами в 2013 г.
НО 110066. Магнитное поле звезды было найдено ВаЬсоск (1958). В основном наблюдается поперечное поле, в то время как продольный компонент слабый. Амплитуда изменений продольного поля за 60 лет наблюдений не изменилась. Лучевая скорость Уд = -12.9 кмс-1 (СопкИагоу 2006), указанная в базе данных Б1МВЛО, незначительно отличается от значения Уд = -9.7 км с-1, которое мы зафиксировали в 2013 г. В 2010 г. значение лучевой скорости было Уд = -13.9 км с-1, а в 2012 г. — Уд = -9.6 кмс-1. Амплитуда изменений Уд небольшая, в пределах ошибки измерений, поэтому в вопросе возможной двойственности звезды требуются дополнительные исследования. Значения физических параметров и содержаний химических элементов НЭ 110066 можно найти в работе РошапоуБкауа е! а1. (2020).
НО 112528. Отчет о первых измерениях продольного магнитного поля опубликован в работе Ки^ау1Беу е! а1. (2006). Звезда была отобрана для наблюдений по причине присутствия значимой депрессии в спектре: Да = 0.024, Z = -0.041. В одном наблюдении 2013 г. поле тоже обнаруживается. Лучевая скорость, указанная в базе данных Б1МВЛО, Уд = -14.4 кмс-1 (Со^сЬагоу 2006) почти совпадает с данными двух лет наших наблюдений (Уд = -10.3 кмс-1 (2013 г.), Уд = -16.8 км с-1 (2012 г.)). Различия в значениях лучевой скорости незначительные и находятся в пределах ошибок измерения.
НО 128220. В 2013 г. в единственном наблюдении впервые было детектировано продольное магнитное поле. Эффект Зеемана хорошо наблюдается в водородной линии Нв. В базе данных Б1МВЛО указана лучевая скорость Уд = -6.0 км с-1 (СопкИагоу 2006), что отличается от значения Уд = -1.4 кмс-1, измеренного нами. Звезда быстро вращается: -ие 8тг = 100 кмс-1.
HD 134214. Объект относится к группе быстро пульсирующих Ap-звезд с периодом пульсаций P = 5m6 (Renson and Manfroid 2009). Магнитный мониторинг звезды выполняется на БТА с 1999 г. В 2013 г. звезда наблюдалась один раз. Продольное поле по итогам измерения сохраняет отрицательную полярность. Лучевая скорость, указанная в базе данных SlMBAD (Vr = -14.3 км с-1 (Soubiran et al. 2018)), сучетом ошибок измерения не отличается от полученного нами Vr = -16.6 кмс-1. Ранее в наблюдениях 2012 г. было получено значение лучевой скорости VR = -16.9 кмс-1 (Romanyuk et al. 2020). Признаков переменной лучевой скорости не обнаруживается. Анализ физических параметров и исследование химического содержания редкоземельных элементов выполнены в работе Mykhailytskaya (2015).
HD 134793. Впервые о магнитном поле объекта сообщалось в работе Babcock (1958). Магнитный мониторинг звезды на БТА выполняется с 2004 г. В спектре объекта присутствуют сильные узкие линии, в частности иона SrII. В континууме HD 134793 присутствует сильная депрессия с центром на Л = 5200 A: Да = 0.041, Z = -0.044. Период вращения звезды был определен в работе Blanco et al. (1976). Значение лучевой скорости VR = -1.5 кмс-1 (Gontcharov 2006), указанное в базе данных SIMBAD, с учетом точности наших измерений совпадает со значением Vr = -3.8 кмс-1, полученным нами в 2013 г.
HD 137949. Ofodum et al. (2021), Renson and Manfroid (2009) классифицировали звезду как roAp с периодом пульсаций P = 8m3. Магнитное поле HD 137949 обнаружил Babcock (1958). Впоследствии выяснилось, что продольное поле Be имеет постоянную положительную полярность. Первые наблюдения звезды на БТА были выполнены в 2012 г. Спектр звезды визуально очень похож на спектр в CrB. Значение лучевой скорости в базе SIMBAD (VR = -28.7 кмс-1 (Soubiran et al. 2018)) в пределах ошибок соответствует нашим данным 2013 г. (-30.5 кмс-1) и 2012 г. (-28.6 кмс-1 (Romanyuk et al. 2020)). Не исключен длинный (годы—десятилетия) период вращения.
HD176582. У данной звезды признаки слабого эффекта Зеемана присутствуют в линии Нв, однако в целом спектральных линий мало, они широкие и сложные для измерений. Наличие магнитного поля нами было заподозрено в 2012 г. В настоящей работе мы подтверждаем данное предположение. Лучевая скорость в пределах точности измерения остается стабильной и не отличается от значения, приведенного в базе SIMBAD
(-14.0 кмс-1 Со^сЬагоу (2006)): -16.7 кмс-1 (2013 г.), -16.3 кмс-1 (2012 г., Рошапуик е! а1. (2020)).
НО 188501. В спектре звезды много узких линий, а линия Mg II Л 4481А вдвое интенсивнее линии Ие1 Л 4471А. Звезда входит с состав двойной системы АЭБ 13091АВ и одновременно является членом скопления АБС 518632. Первые измерения магнитного поля были сделаны на БТА в 2011 г. (Рошапуик е! а1. 2018). В одном наблюдении 2013 г. наличие сильного магнитного поля было подтверждено. Уакишп е! а1. (2015) выполнили детальное исследование свойств звезды. Сравнивая значение лучевой скорости, полученное в 2013 г. (-22.7 кмс-1), с более ранними измерениями (-22.5 кмс-1, -24.8 кмс-1 (2011 г.); -24.6 км с-1, -26.3 км с-1 (2012 г.)), можно прийти к заключению о его стабильности.
НО 220147. Звезда является частью многокомпонентной системы АЭ 16692АВС. В литературе сведений об измерениях магнитного поля нет. Наблюдения на БТА в 2013 г. указывают на переменную лучевую скорость объекта: Уд = 17.6 кмс-1 в отличие от Уд = -7.9 кмс-1 (Со^сИагоу 2006). Наша оценка физических параметров следующая: ТеЯ = 10000 К, ^д = 3.4, уе вшг < 20 кмс-1.
НО 220846. В первых наблюдениях на БТА в 2013 г. у звезды было зафиксировано наличие слабого продольного магнитного поля величиной около 500 Гс. Спектр звезды богат узкими линиями. Измеренная нами лучевая скорость звезды совпадает с данными, опубликованными в литературе (Уд = +12.7 кмс-1 (Оо^сЬагоу 2006)). Физические параметры по нашей оценке следующие: ТеЯ = 9000 К, ^д = 3.8, уе 8ш г около 30 км с-1.
ВО +37°431. Первые наблюдения звезды на БТА были выполнены в 2010—2011 гг., но магнитное поле обнаружено не было (Рошапуик е! а1. 2017а; 2018). Однако в 2013 г. нам удалось найти признаки слабого продольного поля величиной --300 Гс. В 2013 г. значение лучевой скорости было Уд = 8.2 кмс-1. Лучевая скорость, как и ожидалось, переменная: в 2010 г. получено значение Уд = -10.3 кмс-1 (Рошапуик е! а1. 2017а), в 2011 г. — Уд = 19.1 км с-1 (Рошапуик е! а1. 2018).
ВО +51°96. Линии в спектре данного объекта практически не уширены вращением. Первые исследования звезды на БТА были начаты в 2013 г. Наличие магнитного поля в наших данных заподозрено, но требуются дополнительные наблюдения для его подтверждения. По данным 2013 г. значение лучевой скорости Уд = -29.5 кмс-1. Найдены следующие физические параметры: Тед- = 8700 К, ^д = 3.5, г>е 8шг < 20 кмс-1.
BD +53°1183. Магнитное поле звезды впервые было обнаружено в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017a) и подтверждено в наблюдениях 2013 г. Звезда малоизученная и в базах данных SIMBAD и VizieR информации о ее лучевой скорости нет. В период наблюдений на БТА с 2010 по 2013 г. значение лучевой скорости VR было переменным и менялось следующим образом: +0.3 км с-1, +0.9 км с-1, +8.4 км с-1 (все измерения Romanyuk et al. (2017a)), +5.1 км с-1. Скорее всего, BD+53°1183 является двойной системой.
Таким образом, в 2013 г. магнитное поле было измерено у 39 СР-звезд, из которых у семи звезд — впервые.
4.4. Звезды, магнитное поле которых не зарегистрировано в 2013 г.
HD 13038. В 2013 г. на БТА эта звезда, как и еще ряд других, наблюдалась в рамках совместной индо-российской программы по исследованию пульсирующих Ap-звезд. Результаты исследования можно найти в статье Joshi et al. (2017).
HD 13079. Объект входит в состав двойной системы ADS 1672 AB (Renson and Manfroid 2009). Магнитного поля не обнаружено. Как и HD 13038, эта звезда изучена детально в работе Joshi et al. (2017).
HD 18978. Наблюдения этой звезды на предмет поиска магнитного поля на БТА в 2013 г. были выполнены впервые. В спектре звезды наблюдаются лишь несколько широких линий. В базе данных SIMBAD приведено несколько значений лучевой скорости в интервале: [-12.0; -2.3] км с-1 (Campbell 1928, Frost et al. 1929). Полученное нами в 2013 г. значение скорости с учетом ошибок совпадает с верхней границей диапазона: VR = -1.4 км с-1.
HD 23964. Звезда является членом скопления Melotte22. На БТА наблюдения звезды начаты в 2010 г., но магнитное поле найти не удалось.
HD 25515. На БТА наблюдения проводились в рамках совместной индо-российской программы по исследованию пульсирующих A-звезд. По линиям металлов и водорода магнитное поле не найдено. Результаты детального исследования представлены в работе Joshi et al. (2017).
HD 33917. Наблюдения этой звезды на БТА в 2013 г. были проведены впервые. Линии в спектре HD 33917 немногочисленные и широкие. Линии HeI Л 4471 A и Л 4713 A не видны, а в линии Нв имеются признаки наличия второго компонента. Двойственность подтверждается переменной лучевой скоростью звезды. Два измерения VR в 2013 г. (21.8 км с-1, 28.8 км с-1) отличаются от
3.1 км с-1 (Gontcharovand Mosenkov2018), приведенного в базе SIMBAD. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 11800 K, lg g = 4.2, ve sin i = 130 км с-1.
HD 34317 проецируется на область ассоциации Орион OB1, однако с высокой вероятностью ей не принадлежит (Romanyuk et al. 2013). В первых наблюдениях звезды на БТА в 2013 г. магнитное поле не найдено. Лучевая скорость звезды, полученная нами в этой работе (VR = 1.4 км с-1), отличается от данных, доступных в SIMBAD (VR = -7.5 км с-1, Kharchenko et al. (2007)). Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 10800 K, lg g = 4.0, ve sin i = 60 км с-1.
HD 34889. В спектре звезды видны многочисленные узкие линии, а в профиле линии Нв имеются признаки второго компонента. В первых наблюдениях 2013 г. магнитное поле не удалось измерить. Лучевая скорость VR = +22.2 км с-1, измеренная по спектру 2013 г., отличается от значения в базе SIMBAD: VR = 3.13 км с-1 (Gontcharov and Mosenkov 2018). Получены следующие физические параметры объекта: Teff = 13 000 K, lg g = 4.0, ve sin i = 30 км с-1.
HD 34959. В 2013 г. на БТА звезда наблюдалась впервые. Измерения магнитного поля лишь по нескольким широким линиям не увенчались успехом. В базе данных SIMBAD указана лучевая скорость VR = 4.80 км с-1 (Gontcharov 2006). Лучевая скорость звезды переменная. В 2013 г. было получено два значения (8.7 км с-1 и -4.8 км с-1). Литературное значение VR попадает в этот диапазон, а сама звезда скорее всего является двойной системой (см. комментарии в работе Renson and Manfroid (2009)). По нашим данным, физические параметры объекта следующие: Teff > 20 000 K, lg g = 4.2, ve sin i = 270 км с-1. Вероятно, HD 34959 является Ве-звездой.
HD 35177. Звезда является членом ассоциации Орион OB1 (группа a) (Romanyuk et al. 2019). В первых наблюдениях 2013 г. магнитное поле не было найдено из-за низкой точности измерений. В базе данных SIMBAD указано два значения лучевой скорости: VR = +16.1 км с-1 (Grenier et al. 1999) и VR = +45.04 км с-1 (Kounkel et al. 2019). В двух наблюдениях звезды в 2013 г. нами было получено два значения VR: +32.5 км с-1 и +22.3 км с-1. Разброс как литературных, так и наблюдаемых значений указывает на двойственность звезды. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 14 000 K, lg g = 4.0, Ve sin i = 200 км с-1.
HD 35901. Еще одна звезда из ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b). В 2013 г. наблюдения звезды на БТА выполнены впервые.
Хотя линии в спектре звезды умеренно широкие, признаков эффекта Зеемана найти не удалось. Лучевая скорость звезды по нашим измерениям равна Vr = +33.4 кмс-1. Физические параметры следующие: Teff = 11000 K, lg g = 3.7, ve sini = 65 кмс-1.
HD 36046. Как и многие другие звезды наблюдавшиеся в 2013 г., HD 36046 входит в состав ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021a). В первых наблюдениях звезды в 2013 г. магнитное поле не найдено. Спектр звезды содержит немногочисленные мелкие линий. Лучевая скорость звезды VR = +34.6 кмс-1 (Gontcharov 2006), приведенная в базе данных SIMBAD, отличается от полученного нами значения Vr = +20.7 кмс-1. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 15000 K, lgg = 4.0, ve sini = 100 кмс-1.
HD 36549. Объект входит в состав ассоциации Орион OB1 (группа a) (Romanyuk et al. 2019). Первые наблюдения звезды на БТА были выполнены в 2012 г. (Romanyuk et al. 2020). Спектр звезды содержит малое количество достаточно узких линий. Магнитное поле в наблюдениях 2013 г. не обнаружено. Звезда имеет переменное значение лучевой скорости: 50.4 км с-1 по измерениям
2012 г., 39.2 кмс-1 и 20.0 кмс-1 по наблюдениям
2013 г., 27.5 кмс-1 поданным Gontcharov (2006).
HD36899 является частью ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b). На БТА в 2013 г. звезда наблюдалась впервые. В спектре объекта видны несколько широких линий, в которых некоторые детали напоминают проявления эффекта Зе-емана, соответствующего магнитному полю сложного строения величиной около килогаусса, но наши измерения значимого поля не показали. По данным одного спектра, полученного в 2013 г., получено значение лучевой скорости Vr = 29.9 кмс-1. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 10400 K, lgg = 4.0, Ve sini = 250 кмс-1.
HD 36918. Звезда относится к населению группы (c) ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b) и является членом многокомпонентной системы STF745ABC (Worley and Douglass 1997). В 2013 г. были выполнены первые наблюдения звезды в рамках программы исследования магнитных полей звезд в Орионе. В спектре наблюдаются несколько широких линий малой интенсивности. Значимого магнитного поля не обнаружено. В базе данных SIMBAD указано много значений лучевой скорости HD 36918. В частности, Cottaar et al. (2015) изучали распределение лучевых скоростей, где для данной звезды был получен диапазон изменения Vr от 15.13 до 61.25 кмс-1. Полученное в 2013 г. значение Vr = 27.0 кмс-1 находится в
указанном диапазоне. По нашим данным физические параметры звезды следующие: Teff = 14 500 K, lg g = 4.0, ve sin i = 75 км с-1.
HD 36958. Объект является частью населения ассоциации Орион OB 1 (группа c) (Romanyuk et al. 2021b). В 2013 г. звезда исследовалась нами впервые. В спектре присутствуют сильные линии гелия HeI Л 4471 A и Л 4713 A, что слабо соответствует типу пекулярности He-wk. Спектральные линии узкие, но магнитное поле найти не удалось. Звезда является частью двойной системы (см. комментарии в работе Renson and Manfroid (2009)). Наша оценка физических параметров: Teff = 19 000 K, lg g = 4.3, ve sin i < 20 км с-1.
HD 36960. Звезда находится в ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b) и компонент кратной системы ADS4182ABC. В 2013 г. звезда на БТА наблюдалась впервые. В спектре достаточно узкие линии, но признаков наличия магнитного поля не зафиксировано. Хорошо изученная яркая звезда. Все значения физических параметров можно найти в литературе.
HD 37041. Звезда является членом группы (d) ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b) и компонентом кратной системы ADS4188ABC (см. комментарии в работе Renson and Manfroid (2009)). В 2013 г. звезда на БТА наблюдалась впервые. В спектре наблюдается несколько уширенных линий, линия H,0 содержит эмиссионный компонент. Признаков эффекта Зеемана нами не зафиксировано, магнитное поле не обнаружено.
HD 37114 — член ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021b). В 2013 г. звезда на БТА наблюдалась впервые: в спектре объекта видны три широкие линии, в центре линии H,0 — небольшой пик, который соответствует либо эмиссии, либо другому компоненту. Признаков эффекта Зеемана не обнаружено. В базе данных SIMBAD содержится много значений лучевой скорости. В работе Cottaar et al. (2015) для этой звезды получен диапазон [18.69; 111.20] кмс-1. Найденное нами значение Vr = 21.5 кмс-1 ложится в этот диапазон. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 13 000 K, lgg = 4.6, Ve sini = 120 кмс-1.
HD 37149. Звезда относится к населению группы (b) ассоциации Орион OB1 (Romanyuk et al. 2021a). В 2013 г. на БТА звезда исследовалась впервые. В спектре присутствует небольшое количество сильно уширенных линий, видны слабые проявления эффекта Зеемана, но магнитное поле не превышает ошибок измерения. В базе данных SIMBAD указаны три значения VR. Наше измерение лучевой скорости в 2013 г. в пределах ошибок совпадает с VR = 29.6 кмс-1 (Kounkel
et al. 2019). Физические параметры мы оценили следующим образом: Teff = 19 0О0 K, lg g = 3.7, ve sin i = 250 км с-1.
HD 37235. Звезда из состава ассоциации Орион OB1 (группа b) (Romanyuk et al. 2021a). В 2013 г. HD 37235, как и ряд других звезд ассоциации, исследовалась впервые. В полученном на БТА спектре наблюдается небольшое количество сильно уширенных линий со сложным профилем. Магнитное поле нами не обнаружено. Измеренное в 2013 г. значение Vr = 25.4 кмс-1 несколько отличается от лучевой скорости Vr = 37.6 кмс-1, опубликованной Kounkel et al. (2019). Наша оценка физических параметров звезды: Teff = 14 500 K, lg g = 4.2, ve sin i = 250 км с-1.
HD 37321. Объект является компонентом двойной системы WDSJ05376-0125AB (Worley and Douglass 1997). На БТА в 2013 г. звезда наблюдалась впервые. В спектре звезды наблюдаются всего несколько умеренно уширенных линий. В базе данных SIMBAD указано несколько значений лучевой скорости от +15.9 кмс-1 (Crampton and Byl 1971) до +25.32 кмс-1 (Kounkel et al. 2019). Полученное в 2013 г. значение Vr = +17.7кмс-1 попадает в этот диапазон. Физические параметры по одному спектру 2013 г. были оценены следующим образом: Teff = 14700 K, lg g = 4.2, ve sin i = 120 км с-1. Однако, эффективная температура и ускорение силы тяжести, измеренные по среднему спектру в работе Romanyuk et al. (2021a), несколько отличаются: Teff = 16 000 K, lg g = 4.3. По нашему мнению, отмеченные различия свидетельствуют о проявлении вклада вторичного компонента в профиле линии
He.
HD 37340. На БТА в 2013 г. звезда исследовалась впервые. В полученном спектре наблюдаются несколько широких линий, по которым магнитное поле не удалось обнаружить. В базе данных SIMBAD указана лучевая скорость Vr = +33.8 кмс-1 (Kounkel et al. 2019), которая отличается от измеренной нами в 2013 г.: Vr = +24.4 кмс-1. Возможно, звезда является компонентом двойной системы. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 12 000 K, lg g = 4.0, ve sin i = 250 км с-1.
HD 37807. Еще одна химически пекулярная звезда в ассоциации Орион OB1 (группа с) (Romanyuk et al. 2021a). В 2013 г. на БТАнаблюда-лась впервые. Спектр звезды содержит небольшое количество узких линий, особенно выделяются
сильные линии гелия HeI Л 4471 A и Л 4713 A. По типу пекулярности объект скорее He-r, чем He-wk. В спектре проявлений эффекта Зеемана не обнаружено, звезда по измерениям 2013 г. признана немагнитной. Измеренная в наблюдениях
лучевая скорость отличается от значения в базе данных SIMBAD: VR = +28.8 кмс-1 (Conti 1970). Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 16000 K, lg g = 4.0, Ve sin i < 20 кмс-1.
HD 41121. Эта звезда в 2013 г. на БТА наблюдалась впервые. В спектре выделяются усиленные линии HeI Л4471 A, Л4713 A и Л4481 A. В целом, профили линий достаточно узкие, что говорит о медленном вращении звезды. В водородной линии Нв заподозрено наличие второго компонента. Магнитное поле обнаружено не было. Наша оценка параметров звезды следующая: Teff = 11300 K, lg g = = 3.5, ve sin i = 60 кмс-1.
HD 41689. В 2013 г. были выполнены первые наблюдения звезды на БТА. В спектре наблюдаются интенсивные широкие линии HeI Л4471 A, Л 4713 A, Л 4481 A. Магнитное поле зафиксировано не было. В базе данных SIMBAD приведено несколько значений лучевой скорости с разбросом от +30.0 кмс-1 (Petrie and Pearce 1961) до + +45.0 кмс-1 (Wilson 1953). Полученное нами значение в 2013 г. — Vr = +47.0 кмс-1 — с учетом ошибок совпадает с верхней границей этого диапазона. Вероятнее всего, звезда входит в состав двойной системы. Физические параметры HD 41689 следующие: Teff > 20 000 K, ve sin i = 200 км с-1.
HD 44907. Данный объект является частью двойной системы WDS J06245+0411AB (Worley and Douglass 1997). На БТА в 2013 г. звезда исследовалась впервые. В спектре наблюдается много узких и резких линий, в которых не обнаружено признаков эффекта Зеемана. Лучевая скорость звезды, измеренная нами: Vr = -8.9 кмс-1. Оценка физических параметров следующая: Teff = 13 000 K, lg g = 3.8, ve sin i < 20 кмс-1.
HD 45622. Спектр звезды богат узкими линиями, проявлений эффекта Зеемана обнаружить не удалось. Полученное нами в 2013 г. значение Vr = 15.8 кмс-1 отличается от приведенного в базе данных VizieR: VR = 3.07 кмс-1 (Gaia Collaboration 2018). Мы оценили следующие физические параметры объекта: Teff = 10 000 K, lg g = 3.5, ve sin i равно примерно 30—40 кмс-1.
HD48532. На БТА HD 48532 в 2013 г. наблюдалась впервые. В спектре наблюдается небольшое количество умеренно уширенных линий без значимых признаков эффекта Зеемана. Полученное нами в 2013 г. значение лучевой скорости Vr = 1.9 кмс-1 с учетом ошибок совпадает с данными, полученными ранее: Vr = 3.00 кмс-1 (Kharchenko et al. 2007). Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 13 000 K, lg g = 3.5, ve sin i = 80 кмс-1.
HD 49805. На БТА наблюдения этой звезды в 2013 г. проводились впервые. В спектре содержится большое количество узких линий. Магнитное поле не найдено. Измеренная нами значение лучевой скорости следующее: Vr = 30.4 км с-1. Мы оценили следующие физические параметры объекта: Teff = 10800 K, lg g = 3.5, Ve sin i < 20 км с-1.
HD 50085. В 2013 г. эта звезда нами исследовалась впервые. В спектре наблюдается несколько уширенных вращением линий, по которым магнитного поля обнаружить не удалось. По измерениям 2013 г. получено значение Vr = 26.6 км с-1 и оценены физические параметры звезды: Teff = 12 300 K, lg g = 3.5, ve sin i = 230 км с-1.
HD 56818. Наблюдения звезды на БТА в 2013 г. были сделаны впервые. Спектр содержит большое количество умеренно уширенных линий без значимых проявлений эффекта Зеемана. Значение лучевой скорости Vr = 2.84 км с-1 в базе данных SIMBAD, полученное Gontcharov and Mosenkov (2018), мало отличается от найденного нами в 2013 г.: VR = 8.5 кмс-1. Физические параметры мы оцениваем следующим образом: Teff = 10 200 K, lg g = 3.9, ve sin i = 50 км с-1.
HD 60325. Первые наблюдения на БТА были выполнены в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Как и ранее, магнитное поле обнаружить не удалось. С 2011 по 2013 г. лучевая скорость в пределах точности оставалась постоянной.
HD 66526. В спектре наблюдается небольшое количество умеренно уширенных линий без проявлений эффекта Зеемана. В базе данных SIMBAD указано значение лучевой скорости VR = -17.7 км с-1 (Gontcharov 2006), что немного отличается от Vr = -8.0 кмс-1, измеренного нами. Оценка физических параметров следующая: Teff = 10000 K, lg g = 4.0, ve sin i = 70 кмс-1.
HD 98851. Была выбрана для детального исследования и описана в работе (Joshi et al. 2017). Значимое магнитное поле отсутствует.
HD 102480. Результаты детального исследования опубликованы в статье Joshi et al. (2017). По наблюдениям 2013 г. было зафиксировано возможное наличие продольного магнитного поля величиной около -150 Гс на пределе возможностей аппаратуры.
HD108449. Объект является членом рассеянного скопления Melotte 111. Спектр содержит много умеренно уширенных линий, по итогам измерения которых проявлений эффекта Зее-мана обнаружено не было. Сравнение одного значения лучевой скорости Vr = 1.1 кмс-1, полученного нами в 2013 г. с литературными
данными (VR = -17.0 кмс 1 (Gontcharov 2006), VR = -20.0 кмс-1 (Duflot et al. 1995)) говорит в пользу переменности этой характеристики. Мы оценили следующие физические параметры звезды: Teff = 7000 K, lg g = 4.0, Ve sin i = 60 км с-1.
HD 113878. Наблюдалась в 2013 г. в рамках совместного исследования пульсирующих Ap-звезд. Результаты детального исследования HD 113878 вместе с другими звездами опубликованы в работе Joshi et al. (2017).
HD 118660. В 2013 г. на БТА были выполнены первые наблюдения HD 118660. Наряду с другими звездами, перечисленными в этой статье, объект был детально исследован в статье Joshi et al. (2017).
HD129174. Является главным компонентом двойной системы WDS J14407+ 1625AB (Worley and Douglass 1997). Наблюдения звезды на БТА в 2013 г. выполнены впервые. В спектре содержится большое количество узких линий, по которым магнитное поле найти не удалось.
HD129175. Являясь вторичным компонентом двойной системы WDS J14407+ 1625AB (Worley and Douglass 1997), данная звезда в 2013 г. нами была впервые исследована на БТА. Измерения небольшого количество широких линий не показали присутствия магнитного поля.
HD139478. Впервые наблюдалась в рамках индо-российской программы исследований пульсирующих Ap-звезд (Joshi et al. 2017). В спектре большое количество линий, по которым проявлений эффекта Зеемана не обнаружено.
HD 147550. Наблюдения этой CP-звезды были начаты в 2012 г. (Romanyuk et al. 2020). В спектре содержится большое количество узких и резких линий, но проявлений эффекта Зее-мана не обнаружено. В базе данных SIMBAD указано несколько значений лучевой скорости в интервале от -15.5 кмс-1 до -24.1 кмс-1 (Duflot et al. 1995, Gontcharov 2006). Наше измерение 2013 г. лежит вне указанного диапазона: Vr = -0.8 км с-1. Годом ранее нами было получено значение Vr = -22.4 кмс-1. Таким образом, лучевая скорость переменна, а звезда скорее всего является двойной системой.
HD161480. Звезда является членом скопления IC4665 (см. Renson and Manfroid (2009)). Наблюдения HD 161480 на БТА начаты 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Несмотря на присутствие в спектре большого количества узких линий, в течение трех лет наблюдений поле обнаружено не было.
HD 161733. Как и предыдущий объект, является членом скопления IC 4665 (Renson and Manfroid 2009). Наблюдения звезды на БТА начались в
2012 г. (Romanyuk et al. 2020). В спектре большое количество узких линий, но признаков эффекта Зе-емана не обнаружено. Значение лучевой скорости, полученное в 2013 г.: VR = -12.0 км с-1.
HD172044. Звезда является членом двойной системы ADS11504AB (Renson and Manfroid 2009). На БТА в 2013 г. звезда наблюдалась впервые. Спектр содержит умеренное количество незначительно уширенных линий без признаков эффекта Зеемана.
HD 174959. Наблюдения звезды на БТА начаты в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018) и в течение трех лет магнитное поле так и не удалось зарегистрировать. В спектре выделяется сильная линия He I Л 4471 A, общее количество линий небольшое. Звезда является двойной системой, что объясняет искаженный профиль водородной линии Нв в спектре 2013 г.
HD176304. Поиски магнитного поля на БТА начались в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). В спектре присутствует небольшое количество уширенных линий, усилена линия HeI Л 4471 A. По итогам измерения спектров признаков магнитного поля не обнаружено.
HD184903. Звезда является компонентом тройной системы (Renson and Manfroid 2009). Наблюдения звезды на БТА в 2013 г. выполнены впервые. Значение лучевой скорости Vr = -7.3 км с-1 несколько отличается от опубликованного VR = -12.6 км с-1 (Grenier et al. 1999). Оценки физических параметров следующие: Teff = 10 600 K, lg g = 4.0, Ve sin i = 60 км с-1.
HD 191746. Наблюдения на БТА начаты в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). В спектре присутствует небольшое количество уширенных линий. Особо выделяются сильные линии HeI Л4471 A и Л 4713 A. Ядра линий гелия несимметричны и искажены скорее всего наличием крупных пятен на поверхности звезды. За время наблюдений магнитное поле найти не удалось. В базе данных SIMBAD приведено значение лучевой скорости VR = -4.4 км с-1 (Gontcharov 2006). По нашим данным 2013 г. VR = -21.4 кмс-1, а 2011 г. — -13.0 км с-1, что сильно отличается от литературного.
HD 198513AB. Двойная система ADS 14336AB, состоит из химически пекулярной звезды и нормальной звезды. В 2012 г. проводились наблюдения компонента A данной системы (Romanyuk et al. 2020), а в 2013 г. впервые был получен спектр компонента B. В спектрах звезд присутствует несколько уширенных вращением линий без признаков присутствия магнитного поля. Мы оценили физические параметры компонентов: Teff (A) = 13 000 K, Teff (B) = 10 600 K, lgg(A) = 4.5, lg g(B) = 4.3, ve sin i(A) = 200 км с-1, ve sin i(B) = 100 км с-1.
HD 201089. В 2013 г. на БТА наблюдалась, как звезда сравнения для HD 201174. В спектре небольшое количество уширенных вращением линий без признаков эффекта Зеемана. В базе данных SIMBAD приведено значение лучевой скорости VR = -12.0 кмс-1 (Gontcharov 2006), но наше измерение немного отличается от него: VR = -17.9 кмс-1. По нашей оценке, физические параметры звезды следующие: Teff = 10 600 K, lg g = 4.3, ve sin i = 150 км с-1.
HD 201935. Еще одна звезда сравнения в исследованиях HD 201174. В спектре большое количество узких и резких линий без проявлений эффекта Зеемана. В базе данных SIMBAD указано два разных значения лучевой скорости VR: -5.29 кмс-1 (Gaia Collaboration 2018) и -12.2 кмс-1 (Gontcharov 2006). Наше одно измерение 2013 г. с учетом ошибок совпадает со вторым значением и равно VR = -10.2 кмс-1. Физические параметры определить сложно из-за формы профилей линий. Приближенные оценки таковы: Teff = 9500 K, lg g = 3.2, ve sin i < 20 кмс-1.
HD 202664. Эта звезда изначально была выбрана как звезда сравнения для HD 201174, но впоследствии было проведено отдельное исследование, результаты которого докладывались в 2017 г. на конференции ImBaSe2. В спектре присутствуют хорошо разделенные линии двух компонентов. Ни один из компонентов не показывает наличия магнитного поля. Согласно результатам исследования HD 202664 является двойной типа SB2 с практически круговой орбитой (e = 0.007). Оба компонента имеют практически идентичные параметры и предположительно являются химически пекулярными звездами типа HgMn. Эффективная температура компонентов: Teff (A) примерно равна 14 000 K, Teff (B) около 13 000 K. Проекция скорости вращения одинакова и примерно равна vesini(A,B) =20 кмс-1. Оценка масс компонентов приводит к следующим результатам: M(A) = 2.07M©, M(B) = 1.94 M©. По измерениям 2013 г. были получены следующие значения лучевой скорости: VR(A) = 53.7 кмс-1, Vr(B) = -71.9 кмс-1.
HD 208310. В 2013 г. исследовалась впервые как звезда сравнения для HD 208340. В спектре большое количество линий без признаков эффекта Зеемана. В базе данных SIMBAD содержится одно значение лучевой скорости VR = -2.0 кмс-1 (Gontcharov 2006), но наш результат измерений 2013 г. сильно отличается от опубликованного:
2Онлайн версия доклада на конференции ImBaSe: https: //www.eso.org/sci/meetings/2017/ImBaSE2017/ Posters/semenko-poster.pdf
Vr = -14.7 кмс 1. Наша оценка физических параметров следующая: Teff = 97GG K, lg g = 3.7, ve sin i < 2G км с
-1
HD 208340. В 2013 г. нами исследовалась впервые, в спектре большое количество узких и резких линий. В наблюдениях магнитное поле Be сильнее, чем 250 Гс зарегистрировано не было, звезда лишь заподозрена в наличии магнитного поля. Получено значение лучевой скорости VR = -3.0 кмс-1. Физические параметры, по нашей оценке, следующие: Teff = 11300 K, lg g = 3.7, ve sin i примерно равно 30 км с
-1
BD +10°2179. В 2013 г. на БТА исследовалась впервые. В спектре наблюдается несколько особенностей: линии HeI Л 4471 A и Л 4713 A сильнее водородной линии Hy, триплет кремния Si III
Л 4552, Л 4567, Л4574 A тоже интенсивен. Попытки найти магнитное поле звезды ни к чему не привели.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Авторы благодарят Российский Научный Фонд (РНФ) № 21-12-00147 за финансовую поддержку данной работы, а ИАЯ выражает благодарность проекту Российского Фонда Фундаментальных Исследований (РФФИ) № 19-32-60007. Обработка спектрального материала и анализ физических параметров был выполнен при финансировании гранта Президента РФ для молодых ученых-кандидатов наук МК-682.2021.6 (АВМ). Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (включая соглашение № 05.619.21.0016, уникальный идентификатор проекта НРМБИ61919Х0016).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
ШИШК ЛИТЕРАТУРЫ
В результате наблюдений на 6-м телескопе БТА в 2013 г. с анализатором круговой поляризации были получены спектры 107 звезд. У 45 звезд было измерено продольное магнитное поле Ве, остальные 62 звезды магнитного поля не показали. У некоторых из этих 62 звезд было заподозрено наличие магнитного поля и требовалось проведение контрольных наблюдений. Всего по итогам года было найдено 7 новых магнитных звезд. Таким образом, общее количество новых магнитных звезд, найденных при помощи 6-м телескопа БТА начиная с 2007 г., достигло 48. Нами были измерены лучевые скорости почти всех 107 объектов, из которых измерения для 64 звезд получены впервые. Для звезд, исследования которых начались в 2013 г., также были оценены и их физические параметры.
Наблюдения стандартных звезд показали, что в наших наблюдениях 2013 г. отсутствовали какие-либо значимые инструментальные ошибки при определении величины магнитного поля.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят Национальный комитет по тематике российских телескопов НКТРТ (https: //www. sao. ru/hq/Komitet/) за выделение наблюдательного времени на 6-м телескопе. В настоящей работе использовались сведения из астрономических баз данных SIMBAD и VizieR.
1.M. S. Alonso, Z. Lopez-Garcia, S. Malaroda, and F. Leone, Astron. and Astrophys. 402, 331 (2003).
2. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (l958).
3. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astron.
and Astrophys. 450 (2), 777 (2006).
4. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and
Astrophys. 389, 191 (2002).
5. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al.,
Astrophysical Bulletin 67 (1), 44 (2012).
6. M. Barbier-Brossat, M. Petit, and P. Figon, Astron. and
Astrophys. Suppl. 108,603(1994).
7. C. Blanco, F. A. Catalano, and G. Strazzulla,
Information Bulletin on Variable Stars 1194, 1 (1976).
8. E. F. Borra, Astrophys. J. 249, L39 (1981).
9. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. Thompson,
Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
10. V. D. Bychkov, L. B. Bychkova, J. Madej, and A. A. Panferov, Astrophysical Bulletin 67 (2), 207 (2012).
11. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 455 (3), 2567 (2016).
12. W. W. Campbell, Publications of Lick Observatory 16, 1 (1928).
13. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. on Magnetic Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 2003, Ed. by Yu. Glagolevskij, D. Kudryavtsev, and I. Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), pp. 286-291 (2004).
14. P. S. Conti, Astrophys. J. 159, 723 (1970).
15. M. Cottaar, K. R. Covey, J. B. Foster, et al., Astrophys. J. 807 (1), id. 27(2015).
16. D. Crampton and J. Byl, Publications of the Dominion Astrophys. Obs. Victoria 13,427(1971).
17. M. Duflot, P. Figon, and N. Meyssonnier, Astron. and Astrophys. Suppl. 114,269(1995).
18. G. Farnsworth, Astrophys. J. 76, 313 (1932).
19. E. B. Frost, S. B. Barrett, and O. Struve, Publications of the Yerkes Observatory 7, 1 (1929).
20. Gaia Collaboration, VizieR Online Data Catalog I/345 (2018).
21. Y. V. Glagolevskij, Bulletin of the Special Astrophysics Observatory 56, 15(2003).
22. G. A. Gontcharov, Astronomy Letters 32 (11), 759 (2006).
23. G. A. Gontcharov, VizieR Online Data Catalog j/PAZh/38/860 (2016).
24. G. A. Gontcharov and A. V. Mosenkov, VizieR Online Data Catalog II/354 (2018).
25. S. Grenier, M. O. Baylac, L. Rolland, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 137,451 (1999).
26. R. F. Griffin, The Observatory 132 (5), 309 (2012).
27. I. Han, G. Valyavin, G. Galazutdinov, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 479 (2), 1427 (2018).
28. G. M. Hill, D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 297 (1), 236 (1998).
29. S. Hümmerich, E. Paunzen, and K. Bernhard, Astron. J. 152 (4), id 104(2016).
30. S. Joshi, E. Semenko, A. Moiseeva, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 467 (1), 633 (2017).
31. N. V. Kharchenko, R. D. Scholz, A. E. Piskunov, et al., Astronomische Nachrichten 328 (9), 889 (2007).
32. A. F. Kholtygin, A. V. Moiseeva, I. A. Yakunin, and S. Hubrig, Astrophysical Bulletin 75 (3), 284 (2020).
33. O. Kochukhov, D. Alentiev, T. Ryabchikova, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431 (3), 2808 (2013).
34. G. Kordopatis, G. Gilmore, M. Steinmetz, et al., Astron. J. 146 (5), id. 134(2013).
35. M. Kounkel, K. Covey, M. Moe, et al., Astron. J. 157 (5), id. 196(2019).
36. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804(2006).
37. D. W. Kurtz, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 238, 261 (1989).
38. W. J. Luyten, VizieR Online Data Catalog I/98A (1995).
39. B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf, et al., Astron. J. 122 (6), 3466(2001).
40. G. Mathys, I. I. Romanyuk, S. Hubrig, et al., Astron. and Astrophys. 629, id. A39 (2019).
41. A. V. Moiseeva, I. I. Romanyuk, and E. A. Semenko, in Stars: From Collapse to Collapse, Proc. ASP Conf. Ser.,vol. 510, p. 237 (2017).
42. A. V. Moiseeva, 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 62 (2019).
43. A. V. Moiseeva, I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, et al., in Proc. All-Russian Conf. on Ground-Based Astronomy in Russia. 21st Century, Nizhny Arkhyz, 2020, Ed. by I. I. Romanyuk, I. A. Yakunin, A. F. Valeev, and D. O. Kudryavtsev, (Spec. Astrophys. Obs. Russian Acad. Sci., NizhnijArkhyz, 2020), pp. 304-306 (2020).
44. N. G. Mykhailytskaya, Astrophysics 58 (4), 512 (2015).
45. M. Netopil, E. Paunzen, S. Hü mmerich, and K. Bernhard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 468 (3), 2745(2017).
46. F. Ochsenbein, P. Bauer, and J. Marcout, Astron. and Astrophys. Suppl. 143,23(2000).
47. C. N. Ofodum, P. N. Okeke, and B. I. Okere, New Astronomy 84, id. 101537(2021).
48. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
49. R. M. Petrie and J. A. Pearce, Publications of the Dominion Astrophysical Observatory Victoria 12, 1 (1961).
50. G. W. Preston and S. C. Wolff, Astrophys. J. 160, 1071 (1970).
51. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498 (3), 961 (2009).
52. A. M. Romanovskaya, T. A. Ryabchikova, and D. V. Shulyak, Astronomy Letters 46 (5), 331 (2020).
53. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63 (2), 139 (2008).
54. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and A. V. Moiseeva, Astrophysical Bulletin 71 (4), 447 (2016a).
55. 1.1. Romanyuk, A. V. Moiseeva, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 75 (3), 294 (2020).
56. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427 (2014).
57. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70 (4), 444 (2015).
58. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 391 (2017a).
59. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 73 (2), 178 (2018).
60. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 55 (2019).
61. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (1), 39 (2021a).
62. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (2), 163 (2021b).
63. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68 (3), 300
(2013).
64. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71 (4), 436 (2016b).
65. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017b).
66. I. S. Savanov, I. I. Romanyuk, and E. S. Dmitrienko, Astrophysical Bulletin 73 (4), 463 (2018).
67. E. Semenko, in Y. Y. Balega, D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, and I. A. Yakunin (eds.), in Proc. ASP Conf. Ser., Stars: From Collapse to Collapse, vol. 510, p. 224 (2017).
68. E. A. Semenko, I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 69 (2), 191
(2014).
69. S. N. Shore, D. N. Brown, G. Sonneborn, et al., Astrophys. J. 348,242(1990).
70. C. Soubiran, G. Jasniewicz, L. Chemin, et al., Astron. and Astrophys. 616, id. A7 (2018).
71. M. Wenger, F. Ochsenbein, D. Egret, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 143, 9 (2000).
72. R. E. Wilson, General catalogue of stellar radial velocities (Carnegie Institute Washington D.C., Washington, 1953).
73. C. E. Worley and G. G. Douglass, Astron. and Astrophys. Suppl. 125,523(1997).
74. I. Yakunin, E. Semenko, I. Romanyuk, and M. Sachkov, in Physics and Evolution of Magnetic and Related Stars, ASP Conf. Ser., Vol. 494, p. 86 (2015).
Results of Magnetic-Field Measurements with the 6-m BTA Telescope. VII. Observations in 2013 1.1. Romanyuk1, A. V. Moiseeva1, E. A. Semenko1'2, D. O. Kudryavtsev1, and I. A. Yakunin13
■""Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2National Astronomical Research Institute of Thailand, Chiangmai, 50180 Thailand 3Saint Petersburg State University, Saint Petersburg, 199034 Russia
The paper provides complete measurement results of the effective longitudinal magnetic field Be and the radial velocity VR for 107 targets that are mainly Main-Sequence chemically peculiar stars and standard stars. The spectropolarmetric data were obtained in 2013 with the Main Stellar Spectrograph (MSS) at the 6-m BTA telescope of SAO RAS. Seven new magnetic stars were discovered during the year: HD 16545, HD34736, HD36997, HD37633, HD 128220, HD220846, and BD+37°431. During 11 observation nights, 296 circularly polarized spectra were obtained. Radial velocities were measured for all the objects, for sixty-four of them—for the first time. Observations of standard magnetic and non-magnetic stars confirm the absence of any significant systematic errors capable of distorting the Be measurement results. The paper presents comments for measurement results for all the observed stars.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
