CC BY
5
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2022, том 77, № 3, с. 301-322
УДК 524.3-337; 524.35
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА БТА. VIII. НАБЛЮДЕНИЯ 2014 ГОДА
© 2022 И. И. Романюк1*, А. В. Моисеева1, Е. А. Семенко1'2, И. А. Якунин1'3, Д. О. Кудрявцев1
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Национальный астрономический исследовательский институт Таиланда, Чиангмай, 50180 Таиланд
3Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия Поступила в редакцию 19 апреля 2022 года; после доработки 24 мая 2022 года; принята к публикации 15 июня 2022 года
Представлены результаты измерений магнитного поля 74 звезд, наблюдения которых проводились в 2014 году. Выборка объектов состоит из химически пекулярных звезд и звезд-стандартов. Наблюдения выполнялись на 6-м телескопе БТА САО РАН с использованием Основного звездного спектрографа (ОЗСП). При анализе спектров циркулярно-поляризованного излучения у звезд HD 168481, HD 184961, HD 187128, HD 214923 впервые обнаружено магнитное поле.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящая работа продолжает серию публикаций, посвященную поиску и измерениям магнитного поля химически пекулярных звезд (СР-звезд) по наблюдениям на 6-м телескопе БТА. В предыдущих статьях серии (Рошапуик е! а1. 2020; 2022; 2014; 2015; 2016а; 2017; 2018) представлены научное обоснование исследования, его цели, используемая методика и анализ результатов наблюдений, проведенных в 2007—2013 гг. В этот период было обнаружено 48 новых магнитных СР-звезд.
В 2014 году проведены измерения продольного магнитного поля Ве и лучевой скорости Уд для 74 звезд. Наблюдения, методика обработки и полученный материал описаны в разделе 2 этой работы. В разделе 3 приводятся результаты исследования звезд. Комментарии к ним даны в разделе 4. Наибольшее внимание мы уделили объектам, магнитные исследования которых были выполнены впервые. Полная таблица с данными для всех исследованных нами в 2014 году звезд опубликована в электронном виде в базе данных УшеР (ОеЬБепЬет е! а1. 2000).
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
В основе данного исследования лежит материал, который был получен в течение 21 наблюда-
Е-ша11: roman@sao.ru
тельной ночи в 2014 году 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).
Оборудование, методика наблюдений и обработки данных не претерпели существенных изменений по сравнению с предыдущими годами и подробно описаны в предыдущих статьях серии.
Наблюдения, как и ранее, проводились на спектрографе ОЗСП1 (Panchuk et al. 2014) 6-м телескопа БТА с анализатором круговой поляризации (Chountonov 2016). В качестве светоприемни-ка использовалась матрица ПЗС E2V CCD42-90 размером 4600 х 2000 элементов. Время экспозиции выбиралось таким образом, чтобы отношение S/N на спектрах было не менее 200. В 2014 г. в основном использовались два спектральных диапазона: 4450-4950 A и 6200-6700 A со средним разрешением R ж 15 000.
В каждую наблюдательную ночь дополнительно к основным объектам исследования снимались
'https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/en/index.html
спектры звезд-стандартов: звезд с хорошо известной магнитной фазовой кривой и звезд с нулевым магнитным полем. Список наблюдавшихся в 2014 г. стандартов и их краткое описание приведены в разделе 4.
Общие сведения об объектах исследования из каталога Renson and Manfroid (2009) и ряда других работ представлены в таблице 1. Указаны назва-
ния звезд, значения параллакса, видимая звездная величина в полосе фильтра V, спектральный класс и соответствующие ссылки.
Обработка и экстракция спектров реализована в системе ESO-MIDAS (Kudryavtsev 2000). С деталями процесса, которые к настоящему времени практически не изменились, можно ознакомиться в ранее вышедших работах серии.
Таблица 1. Общие сведения об исследуемых звездах
Star 7Г, mas V, mag Sp pec Reference
HD965 4.214 8.6 A8 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD2453 5.743 6.9 A1 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 2887 3.023 8.4 AO SrCr Renson and Manfroid (2009)
HD 5458 1.015 9.0 B6 Renson and Manfroid (2009)
HD 9996 7.109 6.4 B9 CrEuSi Renson and Manfroid (2009)
HD 17330 2.337 7.1 B7 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 18803 47.181 6.2 (R) G8V Takeda et al. (2005)
HD 19712 6.020 7.3 AO Cr Eu Renson and Manfroid (2009)
HD 20630 109.410 4.8 G5V Keenan and McNeil (1989)
HD 27404 6.051 7.9 AO Si Renson and Manfroid (2009)
HD 29925 2.742 8.3 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 33256 39.439 5.1 F5.5VkF4mF2 Gray et al. (2003)
HD 35008 5.015 7.1 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 35456 2.887 6.9 B7 He-wk Renson and Manfroid (2009)
HD 35693 6.605 6.2 A2 Cr Renson and Manfroid (2009)
HD 36313 2.593 8.2 B8 He-wk, Si Renson and Manfroid (2009)
HD 42807 53.765 7.1(B) G5V Gray et al. (2003)
HD 47152 8.274 5.7 AO EuCrHg Renson and Manfroid (2009)
HD 50341 3.318 8.2 B9 SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 52711 52.771 6.5(B) GOV Gray et al. (2003)
HD 55309 2.293 8.8 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 62512 1.6204 8.8 AO SrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 63347 5.719 7.3 B8 Sr Cr Eu Renson and Manfroid (2009)
HD 65339 10.241 6.0 A3 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 71369 17.934 3.4 G5III Takeda et al. (2005)
HD 78611 2.510 8.6 A3 SrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 96003 5.420 6.9 A3 SrCr Renson and Manfroid (2009)
HD 103483 10.441 6.7 A1 CrEuSr Renson and Manfroid (2009)
HD 107000 3.602 8.0 A2 Sr Renson and Manfroid (2009)
HD 108449 6.171 8.3 A5 Renson and Manfroid (2009)
HD 110066 7.267 6.4 A1 SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 112413 28.410 2.9 AO EuSiCr Renson and Manfroid (2009)
HD 113894 5.201 8.5 A7 SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 114125 5.460 7.9 F2 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 115606 4.609 8.6 A2 Sr Renson and Manfroid (2009)
HD 119027 3.112 9.9 A3 SrEu Renson and Manfroid (2009)
Таблица 1. (Продолжение)
Star 7Г, mas V, mag Sp pec Reference
HD 126365 9.026 8.4 F0 SrCr Renson and Manfroid (2009)
HD 134214 10.864 7.5 F2 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 135679 3.807 7.0 B9 FeCrSi Renson and Manfroid (2009)
HD 137949 12.612 6.7 F0 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 138633 3.316 8.6 F0 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 142070 5.577 8.0 AO SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 149822 6.835 6.4 B9 SiCr Renson and Manfroid (2009)
HD 158974 8.076 5.6 G8III Kharchenko(2001)
HD 159545 2.450 7.8 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 165474 5.838 7.4 A7 SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 168481 4.041 7.0 A7 SrCr Renson and Manfroid (2009)
HD 169161 8.534 8.3 A9V Houk (1982)
HD 176582 3.251 6.4 B5 He-wk Renson and Manfroid (2009)
HD 180077 3.190 8.0 AO Si Renson and Manfroid (2009)
HD 181598 1.365 8.6 A2IVs Niemczura et al. (2015)]
HD 182255 8.907 5.2 B7 He-wk Renson and Manfroid (2009)
HD 184903 2.709 7.8 AO SiCrS Renson and Manfroid (2009)
HD 184961 4.436 6.3 B9 CrSiEu Renson and Manfroid (2009)
HD 187128 2.974 7.6 B9 SiSr Renson and Manfroid (2009)
HD 188041 11.867 5.6 A6 SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 188103 2.983 8.0 AO SrCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 188501 2.167 8.0 B9 He-wk Renson and Manfroid (2009)
HD 193344 2.729 7.6 B9 SiCrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 197451 6.398 7.2 F1 SrEuCr Renson and Manfroid (2009)
HD 201174 3.288 8.8 A1 CrEuSr Renson and Manfroid (2009)
HD 201601 28.243 4.7 A9 SrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 201616 8.770 6.1 A1 SiSrCr Renson and Manfroid (2009)
HD 214923 15.960 3.4 B8.5V Turon et al. (1993)
HD 221936 2.257 9.3 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
HD 225447 2.381 9.2 A3IV-V Niemczura et al. (2015)
HD 225569 1.547 9.3 A3IV-Vs Niemczura et al. (2015)
HD 281367 2.337 9.9 A8 SrEu Renson and Manfroid (2009)
HD 335238 2.608 9.3 A1 CrEu Renson and Manfroid (2009)
TYC 3668-1121-1 0.507 11.6 B6.5V Goranskij et al. (2007)
BD+42° 3775 2.024 9.1 B9 Si Renson and Manfroid (2009)
BD +53° 1183 1.681 9.9 Ap CrSrEu Renson and Manfroid (2009)
В 2014 году было получено 287 пар циркулярно-поляризованных спектров для 74 звезд. Большое внимание было уделено объекту ИЭ 34736. Результаты детального исследования этой звезды будут опубликованы позже, здесь мы представляем ее краткое описание и в общей таблице приводим данные, полученные по измерениям магнитного поля в 2014 году.
В настоящей работе измерения магнитного поля в основном выполнялись двумя способами: по модифицированному методу Бэбкока (БаЬеоек 1958) и методом регрессии, описанным Bagnu1o е! а1. (2002). Кроме продольного магнитного поля Ве для каждой из звезд была измерена лучевая скорость Уд. Для тех объектов, исследования которых выполнялись впервые, в комментариях к результатам
исследований приведены величины проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i, эффективная температура Teff и ускорение силы тяжести lg g. Описание методов оценки физических параметров дано в работе Moiseeva et al. (2019).
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ
Результаты измерений для звезд HD 65339 и HD112413, используемых нами как стандарты магнитного поля, представлены в таблице 2. Данные для всех объектов, которые были исследованы в 2014 г., мы приводим в таблице 3. В колонках таблицы указаны названия звезд, юлианская дата наблюдений HJD, величины продольного магнитного поля, определенные двумя перечисленными выше методами, а также значения лучевой скорости VR. Полная версия таблицы, включающая результаты измерений для всех исследованных в 2014 г. звезд, доступна в Дополнительных материалах к статье и в базе данных VizieR.
4. КОММЕНТАРИИ К РЕЗУЛЬТАТАМ ИССЛЕДОВАНИЯ ЗВЕЗД
Мы сохраняем традиционную последовательность комментариев к результатам исследования отдельных звезд, принятую в предыдущих статьях. В том случае, если звезды нами наблюдались ранее и результаты опубликованы, дается соответствующая ссылка. Больше внимания уделено тем объектам, которые в 2014 году наблюдались впервые. Результаты измерений лучевой скорости сравнивались с нашими прежними измерениями и данными из баз SIMBAD и VizieR.
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
В описываемом году в качестве стандарта нуля магнитного поля мы взяли следующие звезды: HD 18803, HD 20630, HD 33256 (68Eri), HD42807, HD52711, HD71369 (oUMa), HD 158974, HD 169191, HD 197451. Эти объекты являются довольно яркими звездами поздних спектральных классов (см. таблицу 1). Так же, как и для исследуемых СР-звезд, проводились наблюдения и измерения магнитного поля звезд-стандартов. Всего за год было выполнено 23 измерения.
Применив формулы из работы Romanyuk et al. (2021), можно вычислить среднеквадратичную величину продольного магнитного поля, его ошибку и параметр х2/п, по величине которого можно судить о наличии магнитного поля. Результаты показывают, что ложное инструментальное поле не превышает следующих значений: (B^(cog))1/2 = 55 ± 15 Гс, х2/п = 2.7;
(B2(reg))1/2 =40 ± 13 Гс, х2/п = 2.9.
Рис. 1. Фазовая кривая измерений продольного магнитного поля Be звезды 53Cam: (a) — методом центра тяжести, (b) — методом регрессии. Черные точки — данные из работ Romanyuk et al. (2020; 2022; 2014; 2015; 2016a; 2017; 2018), зеленые квадраты — измерения 2014 года. При построении фазовой кривой мы использовали эфемериды JD = 2448498d 186 + 8d02681E (Hill et al. 1998).
4.2. Магнитные звезды-стандарты
В качестве магнитных стандартов мы берем химически пекулярные звезды с уверенно определенными фазовыми кривыми переменности эффективного продольного поля Be. Для калибровки данных и проверки надежности работы аппаратуры такие наблюдения проводятся регулярно. Кроме того, наши наблюдения магнитных стандартов могут быть использованы для изучения долговременной, на шкале до десятилетий, переменности этих объектов и для уточнения их периода.
В 2014 году в качестве стандартов магнитного поля были выбраны следующие СР-звезды: HD 65339 (53 Cam), HD 112413 (a2 CVn), HD 201601 (7 Equ).
HD 65339 = 53 Cam. Звезда регулярно служит нам стандартом, поскольку является одной из наиболее изученных магнитных звезд. В 2014 г. выполнено семь измерений поля, которые хорошо ложатся на фазовую кривую переменности эффективного продольного магнитного поля (см. рис. 1).
Таблица 2. Значения продольного магнитного поля и фазы по измерениям за 2014 год для звезд-стандартов ИЭ 65339, ИЭ 112413
Star HJD (2450000+) Be (cog) ± cr, G Be(reg) ± cr, G Phase
HD 65339 6732.323 -4855 ±170 -3918 ±38 0.829
6739.273 -3905 ±182 -2907 ±37 0.695
6740.265 -5181 ±167 -3952 ±39 0.819
6793.363 3712 ±135 3255 ±31 0.434
6795.355 -5634 ±233 -4441 ±51 0.682
6939.524 -3893 ±200 -2355 ±45 0.643
6993.580 2780 ±81 2491 ±25 0.377
6994.622 1829 ±139 1432 ±45 0.507
HD 112413 6732.345 -947 ±35 -888 ±16 0.806
6735.504 848 ±62 609 ±17 0.383
6739.388 —855 ±41 -749 ±14 0.093
6739.393 -869 ±40 -772 ±16 0.094
6740.390 —350 ±61 — 185 ± 20 0.276
6794.367 -784 ±40 -653 ±14 0.145
6794.370 -794 ±46 -650 ±14 0.146
Рис. 2. Фазовая кривая измерений продольного магнитного поля Ве звезды а2 CVn: (а) — методом центра тяжести, (Ь) — методом регрессии. Черные точки — данные из работ ^шапуик е! а1. (2020; 2022; 2016а; 2017; 2018), зеленые квадраты — измерения 2014 года. При построении фазовой кривой использованы эфемериды ЛБ = 2419869 ? 720 + 5 46939Е из работы РагпБшогШ (1932).
При построении фазовой кривой мы использовали эфемериды JD = 2448498d 186 + 8 d02681E из работы Hill et al. (1998).
HD112413 = a2 CVn является прототипом магнитных СР-звезд и используется нами в качестве стандарта многие годы. Магнитное поле обнаружено Babcock (1958). В 2014 году было проведено семь измерений магнитного поля, которые хорошо ложатся на фазовую кривую переменности магнитного поля (см. рис. 2). При ее построении были использованы эфемериды JD = 2419869 d 720 + 5 d46939E из работы Farnsworth (1932).
HD 201601 = y Equ. Магнитная звезда с самым большим из известных периодом вращения (около 100 лет) (Bychkov et al. 2016, Savanov et al. 2018). В 2014 г. выполнено 16 измерений ее магнитного поля. Отмечается закономерное уменьшение величины продольной компоненты поля из-за вращения звезды:
(Б
Б
(Б.
= -1133 ± 80 Гс = -1107 ± 26 Гс = -1058 ± 18 Гс = -946 ± 8 Гс; = -812 ± 40 Гс; = -785 ± 19 Гс. Анализируя эти данные, мы заметили, что средняя скорость ослабевания поля (уВе) ~ 70 Гс год-1. Если такие темпы сохранятся, то можно ожидать, что продольное поле Ве достигнет нуля в период 2024-2026 гг.
2009 год:
2010 год:
2011 год:
2012 год: (Be
2013 год: (Be
2014 год: (Be
4.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в 2014 году
HD 965 как магнитная была описана нами в работе Elkin et al. (2005). Магнитный мониторинг звезды продолжается более 17 лет. В 2014 году выполнены три измерения магнитного поля, которые показывают, что звезда находилась в фазе отрицательного экстремума продольного поля Be. Комментарий можно найти в работе Romanyuk et al. (2022). Наша оценка лучевой скорости звезды хорошо согласуется с литературными данными (Soubiran et al. 2018).
HD2453 = GKAnd. Одно измерение 2014 года подтверждает наличие магнитного поля. Звезда относится к типу долгопериодических СР-звезд: период ее вращения определен Landstreet and Mathys (2000). Звезда исследовалась Romanyuk et al. (2016a). В работе Glagolevskij and Gerth (2004) проведено магнитное моделирование объекта, в результате которого были определены угол наклона оси вращения i = 14°, угол наклона магнитной оси диполя в = 80° и величина магнитного поля на полюсе диполя Bp = 6500 Гс. Луч зрения на звезду направлен на ее полюс, магнитные полюса диполя расположены в экваториальной зоне звезды. Проведен детальный магнитный анализ этой звезды, в ходе которого была построена фазовая кривая переменности продольного магнитного поля (Mathys 2017). В этой же работе проведен анализ лучевой скорости, согласно которому она практически постоянна: Vr = [-19.5; -17.0] кмс-1. Наши значения с учетом ошибок находятся в этом диапазоне: VR = -18.7 кмс-1 (2009 г.), VR = -19.4 кмс-1 (2014 г.).
HD2887. Магнитная СР-звезда, наблюдалась нами в 2008 г. (Romanyuk et al. 2015) и 2009 г. (Romanyuk et al. 2016a). Результат 2014 г. подтверждает наличие магнитного поля. Сведений о периоде вращения нет. Звезда является частью двойной системы WDS J00326+5513AB, что подтверждается переменностью лучевой скорости: VR = 16.0 кмс-1 (Duflot et al. 1992). По нашим измерениям Vr = 4.4;6.9 кмс-1 (2009 г.), VR = -5.6 кмс-1 (2014 г.). Физические параметры звезды определены в работе Moiseeva et al. (2017).
HD9996 = GYAnd изучается на 6-м телескопе БТА с 1999 года, отнесена к типу сверхмедленных ротаторов: P = 7936d5 (Metlova et al. 2014). Экстремумы продольного магнитного поля меняются в пределах от -1700 до +400 Гс, измерение 2014 года попадает в указанный диапазон. Результаты исследования магнитного поля и его фазовую кривую переменности можно найти также в работе Mathys (2017). HD9996 — известная спектрально-двойная система, в которой главным
компонентом является магнитная Ар-звезда. Орбитальный период системы Р = 272 <?833 ± 0006. Как указывалось ранее в работе ^шапуик е1 а1. (2022), лучевая скорость переменная, значение 2014 года попадает в указанный диапазон.
HD17330. Первые измерения магнитного поля этой звезды были проведены в 2010 г. (Ношапуик е1 а1. 2017). Описание объекта можно найти в предыдущей работе серии Ношапуик е1 а1. (2022). Лучевая скорость переменная, в 2014 году наблюдались ее систематические колебания: Уп = [-17.2; -12.3] кмс-1.
HD19712. СР-звезда, магнитное поле которой впервые обнаружили Kudгyavtsev е1 а1. (2006). Пределы изменения магнитного поля от -3300 до +2500 Гс. Значения 2014 года попадают в данный диапазон. Касательно лучевой скорости в литературе указано одно значение Уп = 5.9 кмс-1 (Gontchaгov 2006). Наши наблюдения выявили переменность лучевой скорости: Уп = 20.7 кмс-1 (2009 г.), Уп = 25.1 кмс-1 (2012 г.), Уп = [16.7;20.8] кмс-1 (2013 г.), Уп = [18.9;21.0] кмс-1 (2014 г.). Скорее всего, звезда входит в состав широкой двойной системы, хотя в литературе сведений о двойственности нет.
HD 27404. Впервые магнитное поле звезды было зафиксировано нами в 2006 г. (Kudгyavtsev et а1. 2006). Оно изменяется в пределах от -3100 до +1100 Гс, значения 2014 года попадают в указанный диапазон. Магнитное моделирование, анализ физических параметров и лучевой скорости можно найти в работе Бешепко et а1. (2017). Согласно выводам авторов, звезда является типичным представителем СР-звезд. Переменное магнитное поле имеет недипольную конфигурацию. Лучевая скорость переменная: Уп = [-12.0; 10.0] кмс-1; значение скорости, найденное по литературным источникам: Уп = 7.8 кмс-1 (Gontchaгov 2006), попадает в этот диапазон.
HD 29925. Магнитная звезда, впервые обнаружена Kudгyavtsev et а1. (2006). Новые результаты измерений были опубликованы в работах ^шапуик et а1. (2020; 2014; 2015; 2016а). Магнитное поле Ве меняется в пределах от -1300 до -200 Гс, в указанный диапазон попадает и измерение 2014 года. Лучевая скорость слабопеременная: Уп = 19.1 кмс-1 (2009 г.), Уп = 19.4 кмс-1 (2012 г.) и Уп = 17.7 кмс-1 (2014 г.). Различия оценок лучевой скорости сопоставимы с ошибкой измерения; значение Уп = 26.4 ± 1.4 кмс-1, найденное в литературных источниках (Gontchaгov 2006), выходит за пределы нашего диапазона. Сведений о двойственности в литературе нет.
HD 34736. Звезда впервые была описана как магнитная в работе Semenko et al. (2014), в той же работе кратко даны ее характеристики. В 2014 году были выполнены 103 измерения магнитного поля. Получена предварительная фазовая кривая продольного магнитного поля сложной формы с неди-польной составляющей. На данный момент звезда детально исследуется, и готовится отдельная публикация. Звезда входит в состав двойной системы, главный компонент которой — магнитная звезда.
HD35008. Звезда является членом ассоциации Орион OB1 (1а), она подробно изучена в работе Romanyuk et al. (2022; 2019). Переменность лучевой скорости не зафиксирована: Vr = [19.6; 20.8] км с-1 (Gontcharov 2006, Kounkel et al. 2019); наши измерения с учетом ошибок совпадают: VR = 19.0 кмс-1 (2013 г.), VR = 18.3 кмс-1 (2014 г.). Оценки физических параметров следующие: Teff = 12 000 K, lg g = 4.0, ve sin i & 210 кмс-1.
HD 35456. Магнитное поле звезды впервые было зафиксировано в работе Borra (1981), нами наблюдалась в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017), в 2012 г. (Romanyuk et al. 2020) и в 2013 г. (Romanyuk et al. 2022). Измерения 2014 года подтверждают наличие поля. С учетом ошибок лучевая скорость совпадает с прошлогодним значением, но отличается от литературных данных (Romanyuk et al. 2022).
HD 36313. Звезда является членом ассоциации Орион OB1 (1a). Магнитное поле впервые определено в работе Borra (1981) по линии водорода Нв. На БТА наблюдения проводились в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017) и 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Мы детально исследовали магнитное поле этой звезды; фазовая кривая переменности магнитного поля (Romanyuk et al. 2016b) свидетельствует о его дипольной конфигурации. Звезда входит в состав двойной системы ADS4116AB. В профиле водородной линии Нв присутствуют линии второго компонента. Главный компонент является магнитной звездой с большой скоростью вращения, Ve sin i & 160 кмс 1. Спутник — более холодная немагнитная звезда с большим количеством узких и резких линий в спектре. Лучевая скорость переменная: VR = 43.0 кмс-1 (2010 г.), Vr = [25.0; 29.0] кмс-1 (2011 г.), Vr = 32.3 кмс-1 (2014 г.). Значение VR = 38.35 кмс-1 (Kounkel et al. 2019) входит в указанный диапазон.
HD 47152 = 53Aur. Магнитное поле звезды впервые было обнаружено нами в 2012 г. (Romanyuk et al. 2020). По данным 2014 года магнитное поле также детектируется и меняется в достаточно широком диапазоне: от -600 до +1500 Гс. Звезда HD 47152 является компонентом
двойной системы WDS Л06384+2859АБ, в профиле спектральной линии Ив присутствуют линии второго компонента. Лучевая скорость переменная: Уд = [13.1;22.0] кмс-1 (Ра1шег е! а1. 1968, ИаБкеИ е! а1. 1921). Значение Уд 2014 года с учетом ошибок согласуется с результатами других авторов.
ИВ 50341 = QXGem. Впервые магнитное поле звезды зафиксировано нами в 2012 г. (Ношапуик е! а1. 2020). В 2014 году были выполнены четыре измерения магнитного поля, подтвердившие его наличие. Детальное исследование звезды с проведением магнитного моделирования, оценки физических параметров, химического содержания элементов и эволюционного статуса представлены в работе Semenko (2014). В литературных источниках нет сведений о лучевой скорости звезды. Мы обнаружили ее слабые колебания в пределах ошибок: Уд = [-8.4; -5.5] кмс-1 (2011, 2012 гг.), Уд = [-8.8; -5.3] кмс-1 (2014 г.).
ИВ 63347. Мониторинг этой магнитной звезды начат нами на 6-м телескопе БТА в 2011 г. (Ношапуик е! а1. 2018). В 2014 году было сделано шесть измерений магнитного поля. Выявлены значительные изменения продольного магнитного поля: в диапазоне от -1380 до +1370 Гс. Детальное исследование звезды с проведением магнитного моделирования, оценка физических параметров, химического содержания элементов и эволюционного статуса проведены в работе Semenko (2014). По своим характеристикам эта звезда похожа на ИЭ 50341. В литературе нет сведений о лучевой скорости. По нашим данным, она переменна: Уд = [-6.5;6.5] кмс-1 (2011, 2012 гг.), Уд = [-3.6;3.2] кмс-1 (2014 г.).
ИВ 96003. Первое измерение магнитного поля звезды было проведено нами в 2010 г. (Romanyuk е! а1. 2017). Измерения 2010-2014 гг. показывают, что у звезды слабопеременное магнитное поле, среднеквадратичная величина которого (Д?)1/2 = 160 ± 10 Гс, х2/п = 265. Как получено нами ранее (Romanyuk е! а1. 2022), лучевая скорость переменная, измерения 2014 г. это подтверждают: Уд = [-8.8; -4.2] кмс-1.
ИВ 107000. Химически пекулярная звезда, магнитное поле которой впервые было обнаружено нами в 2004 г. Спектрополяриметрические наблюдения 2004-2008 гг. (Ки^а^еу е! а1. 2006, Romanyuk е! а1. 2014; 2015) и 2013-2014 гг. (Romanyuk е! а1. 2022) выявили наличие слабого магнитного поля (Д2)1/2 = 180 ± 90 Гс, х2/п = 47. Согласно предыдущим исследованиям Romanyuk е! а1. (2022), звезда обладает переменной лучевой скоростью, значения 2014 года также это демонстрируют: Уд = [7.8; 11.6] кмс-1.
HD 110066 = AX CVn относится к типу сверхмедленных ротаторов с периодом P = 13.4 года (Adelman 1981). Однако Bychkov et al. (2021) полагают, что HD 110066 является типичной СР-звездой, период вращения которой P = 6d4769 ± 0d0011. По результатам магнитного моделирования были получены оценки угла наклона оси вращения i = 9 ° 1 ± 0 °9 и наклона магнитной оси в = 72 ° 512:3.
Таким образом, слабая переменность и отрицательная полярность магнитного поля обусловлены тем, что мы наблюдаем полюс звезды. В нашей серии звезда упоминается в работах Romanyuk et al. (2020; 2022; 2014; 2017). Согласно работе Bychkov et al. (2021) и нашим исследованиям, магнитное поле меняется в диапазоне от -110 до -330 Гс. Как и в предыдущие годы (Romanyuk et al. 2022), амплитуда изменения лучевой скорости сопоставима с ошибками измерений и несильно отличается от литературных данных.
HD113894. Впервые магнитное поле звезды зафиксировано нами в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017), наблюдение 2014 года также подтверждает его наличие. Диапазон изменения магнитного поля по измерениям 2010—2011 гг. и данным 2014 года от -1110 до +900 Гс. Среднеквадра-тическое магнитное поле (B,2)1/2 = 820 ± 40 Гс, X2/n = 200. Сведений о периоде вращения в литературе нет. Наблюдается переменность лучевой скорости. Согласно литературным источникам, VR = 10.0 км с-1 (Gontcharov 2006), по нашим наблюдениям Vr = [1.6; 9.6] км с-1 (2010, 2011 гг.), VR = 8.2 кмс-1 (2014 г.). В результате анализа спектров получены следующие оценки физических параметров: Teff = 7200 K, lg g = 4.1, ve sini < 20 кмс-1.
HD 115606. Магнитная СР-звезда, обнаружена El'kin et al. (2003), исследовалась также в 2006 г. (Kudryavtsev et al. 2006) и 2013 г. (Romanyuk et al. 2022). У этой звезды наблюдается магнитное поле в диапазоне от -760 до 680 Гс. Среднеквадратическое магнитное поле (включая данные за 2014 год) (B2)1/2 = 560 ± 110 Гс, X2/n = 48. В литературе имеется одно значение лучевой скорости: VR = 22.4 кмс-1 (Kharchenko et al. 2007). Наши измерения отличаются от приведенной величины: Vr = -18.2 кмс-1 (2013 г.), VR = -14.3 кмс-1 (2014 г.). По нашим оценкам, физические параметры звезды следующие: Teff = 7500 K, lgg = 4.2, ve sini < 20 кмс-1.
HD 119027 = LZ Hya. Известная roAp-звезда (Kochukhov et al. 2013, Martinez and Kurtz 1991), магнитное поле которой нашли по расщепленным компонентам Mathys et al. (1997). Спектрополяри-метрические наблюдения на БТА впервые выполнены в 2007 г. (Romanyuk et al. 2014). Наблюдения
2014 года подтвердили полученное ранее значение магнитного поля — около 1 кГс. Из-за низкого склонения, 5 = -29° эту звезду сложно наблюдать на широте САО РАН. Наше измерение лучевой скорости Vr = 32.3 кмс-1 с учетом ошибок совпадает с оценками из литературных источников: Vr = 29.2;30.2 кмс-1 (Kunder et al. 2017, Zwitter et al. 2008) . Мы получили следующие оценки физических параметров звезды: Teff = 7000 K, lg g = 4.5, ve sin i < 20 км с-1.
HD 134214 = HI Lib также является roAp-звездой с самым коротким из известных на сегодняшний день периодом пульсаций (Kurtz et al. 2007). Магнитное поле впервые зарегистрировали Mathys et al. (1997). На БТА мониторинг этой звезды ведется с 1999 года, в нашей серии она упоминалась в работах Romanyuk et al. (2020; 2022; 2014). По данным за все время исследований, включая и 2014 г., у звезды детектировано магнитное поле отрицательной полярности в диапазоне от -870 до -740 Гс. Kurtz et al. (2007) изучали физические параметры и, используя информацию о периоде вращения из работы Mathys et al. (1997), оценили угол наклона оси вращения: i « 6°. Этот результат объясняет столь слабую переменность магнитного поля и постоянную отрицательную полярность. В работе Romanyuk et al. (2022) показано отсутствие переменности лучевой скорости, значение Vr 2014 года с учетом ошибок не противоречит вышеуказанным исследованиям.
HD 135679. Магнитная СР-звезда, открытая нами в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017). Средне-квадратическое магнитное поле по наблюдениям 2010-2011 гг. (Romanyuk et al. 2018) и 2014 г. (Be2)1/2 = 840 ± 20 Гс, х2/п = 1760. В литературных источниках указано одно значение лучевой скорости: VR = -4.0 км с-1 (Gontcharov 2006), которое сильно отличается от полученных нами величин: VR = 0.8 кмс-1 (2010 г.), VR = -20.1 кмс-1 (2011 г.), VR = 2.9 кмс-1 (2014 г.). Такие вариации лучевой скорости свидетельствуют о возможной двойственности звезды, однако в литературе сведений об этом нет.
HD137949. Магнитное поле этой roAp-звезды (Ofodum et al. 2021) обнаружил Babcock (1958). В нашей серии звезда исследовалась в работах Romanyuk et al. (2020; 2022; 2014). Все наши измерения показывают наличие продольного магнитного поля положительной полярности примерно одинаковой величины около +1800 Гс. Это может свидетельствовать о том, что данная звезда является долгопериодической, либо о том, что мы наблюдаем ее полюс. Более подробно этот вопрос рассматривался в работе Mathys (2017). В статье Romanyuk et al. (2022) показано, что значения
лучевой скорости постоянны и совпадают с литературными данными. Величина VR = -30.5 км с-1 (2014 г.) не противоречит результатам более ранних исследований. Анализ физических параметров дал следующие значения: Teff = 7800 K, lg g = 4.2, ve sin i < 20 км с-1.
HD138633. Наличие магнитного поля впервые было зафиксировано в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017), больше наблюдения этого объекта нами до 2014 года не проводились. В работе Titarenko et al. (2013) выполнено детальное исследование свойств звезды, в том числе дана оценка величины магнитного поля. Согласно результатам исследования, звезда имеет слабое магнитное поле около 700 Гс. Наши более поздние измерения показывают также слабое продольное магнитное поле отрицательной полярности в пределах -300 Гс. В литературе нет сведений о лучевой скорости звезды. По нашим данным, лучевая скорость переменная: VR = -4.7 км с-1 (2010 г.), = -12.1 км с-1 (2014 г.). Анализ физических параметров, химического состава и оценка эволюционного статуса подробно рассмотрены Titarenko et al. (2013). Полученные нами фундаментальные параметры звезды не противоречат выводам авторов названной работы.
HD142070. Присутствие магнитного поля было впервые зафиксировано по расщепленным компонентам спектральных линий в работе Mathys et al. (1997). В нашей серии звезда HD 142070 упоминается в работах Romanyuk et al. (2020; 2014). Наши измерения магнитного поля с учетом ошибок хорошо согласуются с периодом вращения звезды 3d37189 (Mathys et al. 1997). Mathys (2017) исследовал поведение лучевой скорости и обнаружил, что она переменна и колеблется в диапазоне [-11.0; -6.0] км с-1. Наши и литературные данные (Gontcharov 2006) не противоречат этим выводам. Анализ физических параметров дал нам следующие результаты: Teff = 8800 K, lg g = 4.0, ve sin i < 20 км с-1.
HD 149822. Результаты первых измерений магнитного поля звезды были опубликованы в работе Kudryavtsev et al. (2006), больше до 2014 г. наблюдений не проводилось. Звезда имеет слабое продольное магнитное поле в диапазоне от -670 до 510 Гс. Период вращения звезды определен в работе Netopil et al. (2017) и составляет P = 1d459. Campbell (1922) и Kharchenko et al. (2007) дают близкие значения лучевой скорости: VR = -1.0; 0.0 км с-1. Наши измерения совпадают с данными из литературных источников: VR = 1.3 кмс-1 (2013 г.), VR = -2.9 кмс-1 (2014 г.). Анализ физических параметров дал следующие результаты: Teff = 10 000 K, lg g = 3.5, ve sin i = 60 км с-1.
HD 159545. Впервые магнитное поле зафиксировали Kudryavtsev et al. (2006), других наблюдений до 2014 года не было. Как наши измерения, так и результаты Bychkov et al. (2009) демонстрируют наличие слабого магнитного поля: (Be2)1/2 = 410 ± 120 Гс, х2/п = 10.8. Указанные в литературе значения лучевой скорости = 12.9; 13.1 кмс-1 (Catanzaro et al. 2019, Gontcharov 2006) не совпадают с нашими данными 2014 года: = -0.7 кмс-1. В результате анализа спектров определены следующие физические параметры: Teff = 12 000 K, lg g = 3.6, vesini = 30 кмс-1.
HD 165474. Магнитное поле величиной 6.5 кГс по расщепленным компонентам впервые нашли Mathys et al. (1997). Магнитный мониторинг этой звезды на БТА выполняется с 2000 года, в нашей серии работ звезда упоминается в Romanyuk et al. (2020; 2014). Все измерения, в том числе и за 2014 год, показывают слабое магнитное поле, не превышающее 400 Гс. Mathys (2017) предположил, что звезда относится к типу долгопериодических. В литературе указано несколько значений лучевой скорости: = 14.2; 15.4; 16.0 кмс-1 (Catanzaro et al. 2019, Duflot et al. 1995b, Harper 1937). В работе Mathys (2017) продемонстрировано слабое уменьшение лучевой скорости в период с 1992 по 1998 год: VR = [12.7; 13.8] кмс-1. Наши исследования также выявили слабую переменность лучевой скорости: VR = 7.4 кмс-1 (2012 г.), VR = 11.1 кмс-1 (2014 г.) Объект является двойной системой ADS 11056AB, с третьим компонентом C на расстоянии 62'' (Renson and Manfroid 2009). Анализ физических параметров дал следующие величины: Teff = 8500 K, lg g = 3.6, ve sini < 20 кмс-1. Эти оценки совпадают с данными из работы Catanzaro et al. (2019).
HD 168481. Новая магнитная звезда, открытая нами в 2014 году. Наблюдения показывают наличие слабого магнитного поля положительной полярности в пределах 550 Гс. В литературе приведено много значений лучевой скорости: VR = [-3.5; 19.0] кмс-1 (Duflot et al. 1995a; b, Gontcharov 2006, Young 1939). Наши данные 2014 года попадают в указанный диапазон: VR = -2.2; 1.6 кмс-1. Мы оценили физические параметры звезды: Teff = 7500 K, lg g = 3.5, ve sini = 35 кмс-1.
HD 176582. Первые измерения магнитного поля проводились нами в 2012 г. (Romanyuk et al. 2020), также звезда наблюдалась и в 2013 г. (Romanyuk et al. 2022). Объект обладает сильным магнитным полем. По нашим измерениям среднеквадратическое продольное магнитное поле (B2)1/2 = 1040 ± 75 Гс, х2/п = 278. В литературе
можно найти разные значения лучевой скорости: Vr = [—18.2; —8.2] кмс-1 (Frasca et al. 2016, Gontcharov 2006, Plaskett and Pearce 1931, Wilson and Joy 1952). Наша оценка 2014 года с учетом ошибок попадает в этот диапазон. Анализ физических параметров дал следующие результаты: Teff = 17000 K, lg g = 3.8, Ve sin i = 120 кмс-1. Значения эффективной температуры и ускорения силы тяжести совпадают с данными работы Frasca et al. (2016).
HD 1849в1. Новая магнитная звезда, открытая нами по наблюдениям 2014 года. Имеет достаточно сильное продольное магнитное поле положительной полярности. В профиле спектральных линий присутствуют признаки второго компонента. Примерные скорости вращения компонентов ve sin i (A) = 30 кмс-1, ve sin i(B) œ 130 кмс-1. HD 184961 является членом рассеянного звездного скопления Плеяды (Renson and Manfroid 2009). В литературе приводятся различные значения лучевой скорости: VR = [—31.0; —17.0] кмс-1 (Evans 1967, Gontcharov 2006, Palmer et al. 1968, Wilson 1953). Наши измерения 2014 года с учетом ошибок попадают в указанный диапазон: VR = —31.1; —27.9; —26.6 кмс-1. Оценка физических параметров проведена с низкой точностью из-за искажения профиля водородной линии He другим компонентом: Tff = 12 500 K, lg g = 3.9.
HD 187128. Новая магнитная звезда. По измерениям 2014 года среднеквадратическое продольное магнитное поле (B|)1/2 = 380 i 30 Гс, X2/n = 199. В литературных источниках встречаются два разных значения лучевой скорости: VR = —34.1; —21.3 кмс-1 (Catanzaro et al. 2019, Grenier et al. 1999). Наша оценка 2014 года согласуется с этими данными: Vr = —20.8 кмс-1. Получены следующие физические параметры звезды: Teff = 11000 K, lg g = 3.7, Ve sin i = 25 км с-1.
HD 188041. Магнитное поле этой звезды впервые обнаружил Babcock (1958). Мы ее ранее не наблюдали. Звезда отнесена к типу долго-периодических с периодом P = 224 дня. Более подробную информацию можно найти в работе Mathys (2017). Продольное магнитное поле имеет постоянную положительную полярность. В литературе указано много значений лучевой скорости, но все они в пределах ошибок совпадают. Средняя величина (Vr) = —20.6 кмс-1, с ней согласуется полученное нами значение по данным 2014 года. Подробный анализ физических параметров и химического содержания элементов можно найти в работе Romanovskaya et al. (2019).
HD188501. Магнитное поле этой звезды впервые зарегистрировано нами в 2011 году (Romanyuk et al. 2018). По наблюдениям 2011—2014 гг. звезда имеет довольно сильное магнитное поле: (Д2)1/2 = 1200 ± 40 Гс, X2/« = 1808. Объект является частью двойной системы ADS 13091AB (Renson and Manfroid 2009). В литературе данных о лучевой скорости нет. Согласно нашим измерениям, наблюдается ее слабая переменность: VR = -22.5; -24.8 кмс-1 (2011 г.), Vr = -26.3 кмс-1 (2012 г.), VR = -22.7 кмс-1 (2013 г.), VR = -20.7; -23.0 кмс-1 (2014 г.). Анализ физических параметров дал следующие результаты: Teff = 14 500 K, lg g = 3.6, ve sin i < 20 км с-1.
HD 201174. Магнитная звезда, обнаруженная Kudryavtsev et al. (2006). В нашей серии работ также упоминалась в Romanyuk et al. (2020; 2014; 2016a; 2017; 2018). Звезда является членом скопления NGC7039 (Hassan 1973). HD 201174 обладает довольно сильным магнитным полем: (Be2)1/2 = 1290 ± 100 Гс, х2/« = 279. Вероятный период, описывающий изменение продольного компонента магнитного поля, составляет 2d43042. Другие сведения о периоде в литературе не найдены. В литературных источниках указано одно значение лучевой скорости: VR = -21.0 кмс-1 (Grenier et al. 1999), но по нашим измерениям лучевая скорость переменна: Vr = [-20.2; -2.0] кмс-1.
HD 214923 = Z Peg. Член двойной системы ADS 16182AB, является малоамплитудной медленно пульсирующей звездой (Goebel 2007). Нами зарегистрировано слабое магнитное поле: (д2)1/2 = 430 ± 130 Гс, x2/n = 11.2; для подтверждения его наличия необходимо получить больше наблюдательных данных. Звезда подробно изучена Zverko et al. (2016).
HD 221936 = V629 Cas. Как магнитная впервые обнаружена нами (Kudryavtsev et al. 2006), упоминалась в серии работ Romanyuk et al. (2020; 2014; 2015; 2016a). Звезда является членом скопления Stock 12 (Zejda et al. 2012). В статьях Netopil et al. (2017), Zejda et al. (2012) указан довольно короткий период вращения: P = 0d632. Среднеквадратичное магнитное поле (Be2)1/2 = 1970 ± 260 Гс, х2/« = 91. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD и VizieR нет. По нашим данным с учетом ошибок определения переменность не наблюдается: Vr = -5.8; -3.0 км с-1 (2009 г.), Vr = -5.3 км с-1 (2012 г.), VR = -7.4; -4.4 кмс-1 (2014 г.).
НОЕ335238. Магнитное поле впервые зафиксировали МаШуБ е! а1. (1997). Магнитный мониторинг на 6-м телескопе выполняется с 2000 года, в серии работ звезда упоминается в Рошапуик е! а1. (2020). Подробное исследование магнитного поля звезды и оценку периода вращения (Р = 4870) можно найти в работе МаШуэ (2017). По данным этой работы и результатам МаШуБ (2017), среднеквадратическое продольное магнитное поле звезды (В2)1/2 = 1380 ± 480 Гс, Х2/п = 75. Сведений о лучевой скорости в базе данных 81МБЛО и УшеР нет. Согласно нашим измерениям, лучевая скорость Уд = -21.7 км с-1 (2012 г.), Уд = -19.2 км с-1 (2014 г.). С учетом ошибок эти значения близки. При анализ физических параметров получены следующие величины: ТеЯ = 9000 К, ^ д = 3.7, 8ш г < 20 км с-1.
ВО +53° 1183. Магнитное поле зезды найдено на БТА (Ношапуик е! а1. 2017). Она упоминалась в двух работах серии Рошапуик е! а1. (2022; 2017). Среднеквадратическое магнитное поле по измерениям, включая и 2014 год, (Д2)1/2 = 710 ± 190 Гс, Х2/п = 33. В литературе сведений о лучевой скорости нет, но, согласно нашим оценкам, она переменная: Уд = 7.0 кмс-1 (2014 г.). Анализ физических параметров дал следующие результаты: ТеЯ = 10 000 К, ^д = 4.0, ^ в1пг = 35 кмс-1. Профили спектральных линий незначительно искажены. При сравнении со спектрами 2010 года по профилю водородной линии Нв можно заподозрить наличие второго компонента.
4.4. Звезды, магнитное поле которых в 2014 году не зарегистрировано
НО 5458 впервые в нашей серии работ наблюдалась в 2011 году (Ношапуик е! а1. 2018). Как и ранее, в 2014 году наличие магнитного поля не зафиксировано: (Д2)1/2 = 340 ± 200 Гс, Х2/п = 3. Данных о двойственности в литературе нет. В базах 81МБЛО и УшеР указано значение лучевой скорости Уд = -42.0 кмс-1 (ЭиАо! е! а1. 1995Ь). Наши оценки отличаются: Уд = -18.8 кмс-1 (2011 г.), Уд = -32.3 кмс-1 (2014 г.). Величины физических параметров следующие: Тед- = 17000 К, ^ д = 4.1, ^е 81П г ^ 250 км с-1. Стоит отметить, что профили линий искаженные, в водородной линии Нв присутствуют признаки второго компонента.
НО 35693 на предмет поисков магнитного поля в 2014 году наблюдалась впервые. Все измерения показали отсутствие магнитного поля:
(Д2)1/2 = 360 ± 320 Гс, Х2/п = 0.8. В литературе указано несколько значений лучевой скорости:
Уд = 22.4;24.9 кмс-1 (Gontcharov 2006, Harper 1937). Согласно нашим данным, лучевая скорость переменна: Уд = 12.1;29.5 кмс-1. Анализ спектров дал следующие значения физических параметров: Teff = 10 800 ± 500 K, lgg = 4.0 ± 0.5, ve sini = 75 ± 20 кмс-1. У звезды обнаружена сильная спектральная переменность, при сравнении спектров замечено изменение интенсивности и формы линий.
HD ¡55,309 = V754 Mon. СР-звезда с аномальными линиями кремния. Магнитные измерения впервые проводились в 2014 году. Магнитное поле не обнаружено, однако определено большое значение индекса Да = 50 (Maitzen and Vogt 1983), который характеризует величину депрессии уровня
континуума на длине волны А5200 A. Согласно оценкам Kudryavtsev et al. (2006), при таком значении Да ожидается наличие среднеквадрати-ческого магнитного поля около 1 кГс. В 2014 году было выполнено только одно наблюдение. В базе VizieR указано значение лучевой скорости Уд = 2.9 кмс-1 (Gontcharov and Mosenkov 2018). Наше измерение дает Уд = 14.8 кмс-1. Оценки физических параметров по профилю спектральной линии Ha следующие: Teff = 11 500 K, lg g = 4.0, ve sin i œ 70 км с-1.
HD 62512. Звезда наблюдалась нами ранее в 2008 г. (Romanyuk et al. 2015) и 2010 г. (Romanyuk et al. 2017). По всем измерениям, включая и 2014 год, магнитное поле не зафиксировано: (Be2)1/2 = 200 ± 90 Гс, x2/n = 4.3. В базе VizieR указано одно значение лучевой скорости: Уд = -4.1 кмс-1 (Malaroda et al. 2006), но наши результаты немного отличаются: Уд = 4.2; 12.0 кмс-1 (2010 г.), 10.2 кмс-1 (2014 г.). Анализ физических параметров дал следующие значения: Teff = 10 400 K, lg g = 4.2, ve sin i œ 35 км с-1.
HD 78611. Химически пекулярная звезда, впервые наблюдалась на БТА в 2014 году; магнитное поле не обнаружено. В литературе сведений о лучевой скорости нет. Одно значение 2014 года: Уд = 5.0 кмс-1. Оценки физических параметров следующие: Teff = 9500 K, lg g = 3.9, ve sin i < 20 кмс-1.
HD 103483 = 65 UMa A — главный компонент системы ADS8347AB; в каталоге Renson and Manfroid (2009) не упоминается. В 2014 году звезда наблюдалась нами впервые и магнитное поле не обнаружено. В литературе указано много значений лучевой скорости в диапазоне Уд = [-16.9; -3.9] кмс-1 (Duflot et al. 1995b, Harper 1937), но наша оценка Уд = -25.8 кмс-1 выходит за его пределы. Анализ спектров дал следующие значения физических параметров:
Teff = 11500 K, lg g = 4.2, ve sin i w 250 км с-1. Профили спектральных линий искажены присутствием второго компонента.
HD 108449 — химически пекулярная звезда, которая является членом скопления Melotte 111. Первые наблюдения были выполнены в 2014 году, по результатам которых магнитное поле не обнаружено: (Be2)1/2 = 120 ± 180 Гс, x2/n = 0.5. В литературе имеется несколько значений лучевой скорости в диапазоне VR = [-20.0;-17.0] км с-1 (Catanzaro et al. 2019, Duflot et al. 1995b, Gontcharov 2006). Полученные нами величины 2014 года отличаются: VR = -9.4; -8.7 км с-1. Звезда, вероятно, является двойной. Результаты оценки физических параметров совпали с имеющимися в литературных источниках (Catanzaro et al. 2019): Teff = 7000 K, lg g = 4.0, Ve sin i w 60 км с-1. Профили спектральных линий искажены: в профиле водородной линии He присутствуют слабые признаки второго компонента.
HD114125 = HYVir — двойная химически пекулярная звезда типа SB2, первые наблюдения которой в нашей серии выполнены в 2010 г. (Romanyuk et al. 2017). По состоянию на 2014 г. магнитное поле не зафиксировано: (B2)1/2 = 90 ± 90 Гс, x2/n = 1.4. В литературе приведено несколько значений лучевой скорости: VR = -33.6 км с-1 (Strassmeier et al. 2000), -12.5 км с-1 (Eker et al. 2014). Наши оценки указывают на переменность лучевой скорости: VR = 68.2; 74.6 кмс-1 (2010 г.), -59.7; -56.1 кмс-1 (2014 г.). Данные о физических параметрах звезды можно найти в работе Eker et al. (2014).
HD 126365 — химически пекулярная звезда в 2014 году исследовалась впервые, и магнитное поле обнаружить не удалось. В литературе можно найти несколько значений лучевой скорости: VR = -60.3; -51.4 кмс-1 (Gaia Collaboration 2018, Worley et al. 2012). Наша оценка 2014 года вне этого диапазона: Vr = -47.2 кмс-1. Физические параметры звезды (Teff = 6800 K, lg g = 4.0, Ve sin i w 40 кмс 1) совпали с данными из работы McDonald et al. (2017).
HD 180077 — химически пекулярная звезда является компонентом двойной системы WD S J19135+3902A. В 2014 году была предпринята первая попытка обнаружить у нее магнитное поле. Измерения показали, что она, возможно, обладает магнитным полем, однако качество данных не позволило включить звезду в список магнитных. В базе VizieR указан достаточно большой диапазон значений лучевой скорости (Tsantaki et al. 2022). Наши оценки хорошо с ними согласуются. Анализ спектров дал следующие
значения физических параметров: Teff = 11700 K, lgg = 3.8, ve sini w 65 кмс-1, что совпадает со значениями из работы McDonald et al. (2017).
HD 181598 = KIC 8489712. Переменная звезда типа y Dor, в 2014 году наблюдалась впервые, магнитное поле не найдено. Оценки лучевой скорости, представленные в литературе, имеют большой разброс: VR = [-23.4; 10.5] кмс-1 (Tsantaki et al. 2022, Wolniewicz et al. 2021). Значение 2014 года Vr = -4.5 км с-1, найденное нами, попадает в этот диапазон. Анализ физических параметров выполнен в работе Niemczura et al. (2015).
HD 182255 — это пульсирующая переменная звезда, которая ранее наблюдалась нами в 2009 г. (Romanyuk et al. 2016a). Данные 2014 года не подтвердили наличия магнитного поля: (B2)1/2 = 80 ± 200 Гс, x2/n = 0.2. Лучевая скорость переменна, в литературных источниках приведено множество ее значений в пределах VR = [-24.0; -10.0] кмс-1. Наши оценки отличаются: VR = -30.4 кмс-1 (2009 г.), -18.5;-17.1 кмс-1 (2014 г.). Величины физических параметров следующие: Teff = 14 200 K, lg g = 4.0, ve sin i w 30 км с-1. Звезда была подробно изучена в работе Zverko et al. (2016).
HD 184903. Химически пекулярная звезда, впервые наблюдалась нами в 2013 г. (Romanyuk et al. 2022). В 2014 г. магнитное поле не зарегистрировано: (Be2)1/2 = 120 ± 80 Гс, x2/n = 2.1. Romanyuk et al. (2022) было замечено небольшое отклонение величины лучевой скорости от оценок, приведенных в литературных источниках: Vr = -17.3; -13.0 кмс-1. Двойственность звезды подтверждается и литературными данными (Renson and Manfroid 2009). Анализ физических параметров также представлен в работе Romanyuk et al. (2022). Величины, полученные в результате наблюдений 2014 года, с учетом ошибок не отличаются от приведенных в вышеуказанной работе, за исключением оценки проекции скорости вращения: ve sini w 80 кмс-1. При сравнении спектров установлено, что профили спектральных линий несимметричны, меняются интенсивность линий и их форма.
HD 188103. Пекулярная звезда, наблюдения которой в 2014 году проводились впервые. Признаки наличия магнитного поля не обнаружены. В литературе указано несколько значений лучевой скорости: VR = [-25.2; -17.0] кмс-1 (Bobylev et al. 2007, Catanzaro et al. 2019, Duflot et al. 1995a, Gontcharov 2006). Наши оценки попадают в этот диапазон: VR = -24.4; -23.1 кмс-1. Анализ спектров дал следующие значения физических параметров: Teff = 13 000 K, lgg = 3.8, ve sin i w 40 км с-1.
HD 193344 — химически пекулярная звезда, которая впервые наблюдалась в 2014 году. Магнитное поле не обнаружено: (Д2)1/2 = 45 ± 125 Гс, X2/n = 0.3. В литературе имеется одно значение лучевой скорости = 9.5 км с-1 (Grenier et al. 1999), которое с учетом ошибок совпадает с оценками, полученными в результате измерений 2014 года: = -7.9; -7.5 км с-1. Величины физических параметров следующие: Tff = 11900 K, lg g = 4.1, ve sin i œ 60 км с-1.
HD 201616 = 6 Equ — химически пекулярная звезда является частью системы ADS 14702D (WDS J21103+1008D), состоящей из четырех компонентов (Renson and Manfroid 2009). В 2014 году на БТА наблюдалась впервые, магнитное поле не обнаружено: (Д?)1/2 = 470 ± 420 Гс, X2/n = 1.1. В литературе имеется несколько значений лучевой скорости: VR = 5.9; 6.9; 7.5 км с-1 (Duflot et al. 1995b, Harper 1937, Kervella et al. 2022). Наши оценки 2014 года не сильно отличаются: VR = 11.2; 12.0 км с-1. Анализ спектров дал следующие значения физических параметров: Teff = 10600 K, lg g = 4.2, ve sin i œ 70 кмс-1.
HD 225447 = KIC 5113797 = BD +39°3879. Звезда из списка объектов Kepler, является переменной типа y Dor. В 2014 году на БТА наблюдалась впервые. Магнитное поле не обнаружено. В базе VizieR приведено довольно много значений лучевой скорости в пределах VR = [1.67; 2.78] кмс-1 (Gao et al. 2015). Значение 2014 года с учетом ошибок входит в этот диапазон: VR = 5.9 кмс-1. Наша оценка физических параметров дала следующие результаты: Teff = 8500 K, lg g = 3.7, ve sin i œ 110 кмс-1, которые совпали с оценками из работы Niemczura et al. (2015).
HD 225569 = KIC 4281581 = BD+39°3890. Еще одна химически пекулярная звезда из списка объектов Kepler, являющаяся переменной типа y Dor. В 2014 году наблюдения звезды на БТА были проведены впервые. Магнитное поле не обнаружено. В литературе приведено достаточно много оценок лучевой скорости звезды: VR = [-49.9; -18.5] кмс-1 (Qian et al. 2019, Tsantaki et al. 2022). Значение 2014 года выбивается из этого диапазона: VR = -10.4 кмс-1. Величины физических параметров следующие: Teff = 8500 K, lg g = 3.6, Ve sin i œ 100 км с-1.
HD 281367 — химически пекулярная звезда, которая в нашей серии упоминалась в работах Romanyuk et al. (2015; 2017). Анализ всех полученных по 2014 г. данных показывает отсутствие магнитного поля: (Be2)1/2 = 340 ± 180 Гс, x2/n = 7.2. У звезды можно лишь заподозрить его наличие. В литературе приведены разные значения лучевой
скорости: VR = [-45.5;27.97] кмс 1 (Boeche et al. 2018, Kervella et al. 2022, Luo et al. 2015, Qian et al. 2019). Наши оценки выпадают из этого диапазона: VR = 46.9 кмс-1 (2010 г.), 56.6 кмс-1 (2014 г.). Величины физических параметров, определенные по профилю водородной линии На, следующие: Teff = 7500 K, lg g = 3.4, ve sin i w 50 кмс-1.
BD +42°3775 — химически пекулярная звезда, впервые изучалась на БТА в 2014 г. Было выполнено одно измерение, магнитное поле не зафиксировано. В литературных источниках приводится всего одно значение лучевой скорости VR = -12.3 кмс-1 (Gontcharov 2006) и оно отличается от нашей оценки 2014 года: Vr = 1.2 кмс-1. Величины физических параметров следующие: Teff = 13000 K, lg g = 4.0, ve sin i w 55 кмс-1.
BD+47 ° 2925. Звезда является переменной типа y Dor и в 2014 году исследовалась впервые. Магнитное поле не обнаружено. В литературе указано одно значение лучевой скорости: VR = 8.6 кмс-1 (Frasca et al. 2016), но наша оценка 2014 года отличается: Vr = -0.6 кмс-1. Анализ спектров дал следующие величины физических параметров: Teff = 9000 K, lg g = 3.8, Ve sin i W 140 кмс 1. Спектр звезды не соответствует спектральному классу B3.
NGC752-105 — химически пекулярная звезда в скоплении NGC 752. В нашей серии работ звезда упоминалась Romanyuk et al. (2017; 2018). Магнитное поле по линиям металлов не зарегистрировано, однако в профиле водородной линии Нв есть признаки эффекта Зеемана: (£2)1/2 = 340 ± 195 Гс, x2/n = 2.0. В литературе приведены несколько значений лучевой скорости: VR = [10.04;21.05 кмс-1] (AgUeros et al. 2018, Gaia Collaboration 2018, Rebeirot 1970). Наши измерения дали следующие результаты: Vr = -5.9 кмс-1, (2010 г.), -3.8 кмс-1 (2011 г.), 10.4; 11.7 кмс-1 (2014 г.) и расширили этот диапазон. Оценка физических параметров: Teff = 6500 K, lg g = 4.0, ve sin i w 100 кмс-1. При сравнении спектров видны изменения формы и интенсивности линий.
TYC 3668-1121-1. Слабопеременная звезда, впервые наблюдавшаяся в 2014 году. Магнитное поле не обнаружено. Полученные спектры имеют низкое отношение S/N w 40, так как звезда довольно тусклая. Из-за этого оценить физические параметры и лучевую скорость не представляется возможным.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
На 6-м телескопе БТА в 2014 году с анализатором круговой поляризации были получены спектры 74 звезд, из них у 40 звезд были детектированы признаки магнитного поля, у 24 — нет. Впервые продольное магнитное поле Be было измерено у 18 звезд, среди которых были найдены четыре новые магнитные звезды. Таким образом, за период 2007—2014 гг. нами обнаружены 52 новые магнитные СР-звезды. Исследования стандартных звезд показали, что, как и прежде, система магнитных измерений САО РАН устойчива и соответствует международной.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят Национальный комитет по тематике российских телескопов (НКТРТ, https: //www. sao. ru/hq/Komitet/) за выделение наблюдательного времени. В настоящей работе использовались сведения из астрономических баз данных SIMBAD и VizieR. Работа выполнена в рамках государственного задания САО РАН, утвержденного Министерством науки и высшего образования Российской Федерации.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
Магнитные измерения были выполнены при финансовой поддержке Российским научным фондом (РНФ) No. 21-12-00147. Обработка спектрального материала была выполнена за счет финансирования Российского фонда фундаментальных исследований (РФФИ) No. 19-32-60007. Анализ физических параметров был проведен при финансировании гранта Президента РФ для молодых ученых-кандидатов наук МК-682.2021.6.
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. S. J. Adelman, Astron. and Astrophys. Suppl. 44, 265
(1981).
2. M. A. Agüeros, E. C. Bowsher, J. J. Bochanski, et al.,
Astrophys. J. 862 (1), id. 33 (2018).
3. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
4. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and
Astrophys. 389, 191 (2002).
5. V. V. Bobylev, G. A. Goncharov, and A. T. Bajkova,
VizieR Online Data Catalog J/AZh/83/821 (2007).
6. C. Boeche, M. C. Smith, E. K Grebel, et al., Astron. J.
155 (4), id. 181 (2018).
7. E. F. Borra, Astrophys. J. 249, L39(1981).
8. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 394 (3), 1338 (2009).
9. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly
Notices Royal Astron. Soc. 455 (3), 2567 (2016).
10. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, J. Madej, et al., Astrophysical Bulletin 76 (3), 297 (2021).
11. J. W. Campbell, Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 2, 163(1922).
12. G. Catanzaro, I. Busa, M. Gangi, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 484 (2), 2530 (2019).
13. G. A. Chountonov, Astrophysical Bulletin 71 (4), 489 (2016).
14. M. Duflot, C. Fehrenbach, C. Mannone, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 94, 479 (1992).
15. M. Duflot, C. Fehrenbach, C. Mannone, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 110, 177 (1995a).
16. M. Duflot, P. Figon, and N. Meyssonnier, Astron. and Astrophys. Suppl. 114, 269 (1995b).
17. Z. Eker, S. Bilir, F. Soydugan, et al., Publ. Astron. Soc. Australia 31, id. e024 (2014).
18. V. G. El'kin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Astronomy Letters 29, 400 (2003).
19. V. G. Elkin, D. W. Kurtz, G. Mathys, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 358 (3), 1100 (2005).
20. D. S. Evans, IAU Symp., No. 30, 57 (1967).
21. G. Farnsworth, Astrophys. J. 76, 313(1932).
22. A. Frasca, J. Molenda-Zakowicz, P. De Cat, et al., Astron. and Astrophys. 594, id. A39 (2016).
23. Gaia Collab., VizieR Online Data Catalog I/345 (2018).
24. X.-H. Gao, S.-K. Xu, and L. Chen, Research in Astronomy and Astrophysics 15 (12), 2193 (2015).
25. Y. V. Glagolevskij and E. Gerth, IAU Symp., No. 224, 614 (2004).
26. J. H. Goebel, Publ. Astron. Soc. Pacific 119 (855), 483 (2007).
27. G. A. Gontcharov, Astronomy Letters 32 (11), 759 (2006).
28. G. A. Gontcharov and A. V. Mosenkov, VizieR Online Data Catalog II/354 (2018).
29. V. P. Goranskij, N. A. Katysheva, A. V. Kusakin, et al., Astrophysical Bulletin 62 (2), 125 (2007).
30. R. O. Gray, C. J. Corbally, R. F. Garrison, et al., Astron. J. 126 (4), 2048 (2003).
31. S. Grenier, M. O. Baylac, L. Rolland, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 137,451 (1999).
32. W. E. Harper, Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 7, 1 (1937).
33. S. M. Hassan, Astron. and Astrophys. Suppl. 9, 261 (1973).
34. G. M. Hill, D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 297 (1), 236 (1998).
35. N. Houk, Michigan Catalogue of Two-dimensional Spectral Types for the HD stars, Vol. 3: Declinations -40° to -26° (Department of Astronomy, University of Michigan, 1982).
36. P. C. Keenan and R. C. McNeil, Astrophys. J. Suppl. 71,245(1989).
37. P. Kervella, F. Arenou, and F. Thevenin, Astron. and Astrophys. 657, id. A7 (2022).
38. N. V. Kharchenko, Kinematika i Fizika Nebesnykh Tel 17 (5), 409 (2001).
39. N. V. Kharchenko, R. D. Scholz, A. E. Piskunov, etal., Astronomische Nachrichten 328 (9), 889 (2007).
40. O. Kochukhov, D. Alentiev, T. Ryabchikova, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 431 (3), 2808 (2013).
41. M. Kounkel, K. Covey, M. Moe, et al., Astron. J. 157 (5), id. 196(2019).
42. D. O. Kudryavtsev, in Proc. Conf. on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1999, Ed. by Y. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk, pp. 84—88 (Spec. Astrophys. Obs. RAS, Moscow, 2000).
43. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804 (2006).
44. A. Kunder, G. Kordopatis, M. Steinmetz, et al., Astron. J. 153 (2), id. 75(2017).
45. D. W. Kurtz, V. G. Elkin, G. Mathys, and F. van Wyk, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 381 (3), 1301 (2007).
46. J. D. Landstreet and G. Mathys, Astron. and Astrophys. 359,213(2000).
47. A. L. Luo, Y.-H. Zhao, G. Zhao, et al., Research in Astronomy and Astrophysics 15 (8), 1095(2015).
48. H. M. Maitzen and N. Vogt, Astron. and Astrophys. 123,48(1983).
49. S. Malaroda, H. Levato, and S. Galliani, VizieR Online Data Catalog III/249 (2006).
50. P. Martinez and D. W. Kurtz, Inform. Bull. Variable Stars 3611, 1 (1991).
51. G. Mathys, Astron. and Astrophys. 601, id. A14 (2017).
52. G. Mathys, S. Hubrig, J. D. Landstreet, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 123, 353 (1997).
53. I. McDonald, A. A. Zijlstra, and R. A. Watson, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 471 (1), 770 (2017).
54. N. V. Metlova, V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Astrophysical Bulletin 69 (3), 315 (2014).
55. A. V. Moiseeva, I. I. Romanyuk, and E. A. Semenko, ASP Conf. Ser. 510, 237 (2017).
56. A. V. Moiseeva, 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 62 (2019).
57. M. Netopil, E. Paunzen, S. Hümmerich, and K. Bernhard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 468 (3), 2745(2017).
58. E. Niemczura, S. J. Murphy, B. Smalley, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 450 (3), 2764 (2015).
59. F. Ochsenbein, P. Bauer, and J. Marcout, Astron. and Astrophys. Suppl. 143,23(2000).
60. C. N. Ofodum, P. N. Okeke, and B. I. Okere, New Astronomy 84, id. 101537(2021).
61. D. R. Palmer, E. N. Walker, D. H. P. Jones, and R. E. Wallis, Royal Greenwich Observatory Bulletins, No. 135, 385(1968).
62. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
63. J. S. Plaskett, W. E. Harper, R. K. Young, and H. H. Plaskett, Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 2, 1 (1921).
64. J. S. Plaskett and J. A. Pearce, Publ. Dominion Astrophys. Obs. Victoria 5, 1 (1931).
65. S.-B. Qian, X.-D. Shi, L.-Y. Zhu, et al., Research in Astronomy and Astrophysics 19 (5), 064 (2019).
66. E. Rebeirot, Astron. and Astrophys. 4, 404 (1970).
67. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498 (3), 961 (2009).
68. A. Romanovskaya, T. Ryabchikova, D. Shulyak, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 488 (2), 2343 (2019).
69. 1.1. Romanyuk, A. V. Moiseeva, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 75 (3), 294 (2020).
70. 1.1. Romanyuk, A. V. Moiseeva, E. A. Semenko, et al., Astrophysical Bulletin 77 (1) (2022).
71. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427 (2014).
72. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70 (4), 444 (2015).
73. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, and A. V. Moiseevaa, Astrophysical Bulletin 71 (3), 302 (2016a).
74. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 391 (2017).
75. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 73 (2), 178 (2018).
76. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 74 (1), 55 (2019).
77. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 76 (2), 163 (2021).
78. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71 (4), 436 (2016b).
79. I. S. Savanov, I. I. Romanyuk, and E. S. Dmitrienko, Astrophysical Bulletin 73 (4), 463 (2018).
80. E. A. Semenko, in Proc. Intern. Conf. on Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars, Moscow, Russia, 2013, Ed. by G. Mathys, E. R. Griffin, O. Kochukhov, pp. 172-172 (Publ. house "Pero", Moscow, 2014).
81. E. A. Semenko, I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 69 (2), 191 (2014).
82. E. A. Semenko, 1.1. Romanyuk, E. S. Semenova, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 384 (2017).
83. C. Soubiran, G. Jasniewicz, L. Chemin, et al., Astron. and Astrophys. 616, id. A7 (2018).
84. K. Strassmeier, A. Washuettl, T. Granzer, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 142, 275 (2000).
85. Y. Takeda, B. Sato, E. Kambe, et al., Publ. Astron. Soc. Japan 57, 13 (2005).
86. A. P. Titarenko, T. A. Ryabchikova, O. P. Kochukhov, and V. V. Tsymbal, Astronomy Letters 39 (5), 347 (2013).
87. M. Tsantaki, E. Pancino, P. Marrese, et al., Astron. and Astrophys. 659, id. A95 (2022).
88. C. Turon, M. Creze, D. Egret, et al., Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires, No. 43, 5(1993).
89. M. Wenger, F. Ochsenbein, D. Egret, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 143, 9 (2000).
90. R. E. Wilson, General catalogue of stellar radial velocities (Carnegie Inst. Washington Publ., Washington D.C., 1953).
91. R. E. Wilson and A. H. Joy, Astrophys. J. 115, 157 (1952).
92. L. M. Wolniewicz, T. A. Berger, and D. Huber, Astron. J. 161 (5), id. 231 (2021).
93. C. C. Worley, P. de Laverny, A. Recio-Blanco, et al., Astron. and Astrophys. 542, id. A48 (2012).
94. R. K. Young, Publi. David Dunlap Obs. 1, 69 (1939).
95. M. Zejda, E. Paunzen, B. Baumann, et al., Astron. and Astrophys. 548, id. A97 (2012).
96. J. Zverko, I. Romanyuk, I. Iliev, et al., Astrophysical Bulletin 71 (2), 199 (2016).
97. T. Zwitter, A. Siebert, U. Munari, et al., Astron. J. 136 (1), 421 (2008).
ПРИЛОЖЕНИЕ
Таблица А.1. Результаты измерений магнитного поля и лучевой скорости исследуемых звезд по наблюдениям 2014 года
Звезда JD S/N ße(cOg) ± CT, ГС Be(reg) ± er, Гс VR ± <r, км с 1
HD 965 2456940.307 150 -1230± 55 -1170 ±30 1.3 ± 4.0
2456967.295 110 — 1154 ± 84 — 1085 ±31 —0.3 ±4.1
2456995.153 180 -1369 ±52 -1331 ±26 -3.0±3.3
HD 245 2456996.292 170 -572 ±52 -454±17 —19.4 ± 3.3
HD 288 2456996.269 120 548 ±234 437 ± 56 -5.6±2.9
HD 545 2456995.208 170 -756 ±991 -362 ±160 -32.3 ±5.2
HD 999 2456996.310 200 -1051 ±78 -743 ±20 2.3 ± 1.7
HD 17330 2456940.365 350 -491 ±85 -460 ±28 -17.2±2.4
2456972.361 320 -452±104 -464 ±29 —12.3 ± 3.3
2456973.290 260 -269 ±99 -329 ±23 —12.5 ± 2.3
2456995.236 250 -357 ±56 -368 ±26 —14.2 ± 3.9
2456996.336 150 -497±105 -441 ±31 —12.5 ± 4.5
HD 18803 2456972.375 190 31 ±55 -49 ± 14 12.6 ±3.1
HD 19712 2456970.330 220 374± 145 678 ± 76 21.0±2.2
2456970.357 292 1030 ±189 598 ± 52 19.8 ± 3.3
2456973.314 210 1493±182 1066 ±45 18.9 ±2.1
HD 20630 2456973.327 380 7± 30 -63 ±8 20.7 ±3.1
HD 27404 2456993.536 150 1251 ±282 116 d= 61 12.2 ± 3.4
2456995.263 200 1144±162 649 ± 60 9.0± 1.5
HD 29925 2456995.291 160 —1218 ±129 -809 ±46 17.7 ±4.1
HD 33256 2456995.304 250 15 ±32 12 ± 12 10.4±2.9
HD 34736 2456732.169 200 - 2780 ±87 -
2456732.185 200 - 3500 ±90 -
2456732.200 240 - 3630 ±87 -
2456732.215 240 - 4078±100 -
2456732.230 250 - 4010 ±100 -
2456732.247 250 - 4005±100 -
2456732.260 250 - 1780± 110 -
2456739.175 250 - -2575±130 -
2456739.191 250 - -2490±125 -
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ НА БТА. VIII. Таблица А.1. (Продолжение)
Звезда Б/ N Ве(со£) ± СГ, Гс Ве(те£) ± а, Гс Уд ± км с-1
2456739.206 250 - -2390 ±125 -
2456739.221 250 - -2090 ±125 -
2456739.236 250 - -2040±135 -
2456739.251 250 - — 1650 ±135 -
2456740.173 250 - -550 ±120 -
2456740.188 250 - -1205 ±130 -
2456740.200 250 - — 1650 ±115 -
2456740.218 200 - —1800 ± 115 -
2456740.233 200 - -1995 ±105 -
2456740.248 200 - -1995 ±105 -
2456939.510 200 2070 ± 720 660 ± 70 -
2456939.552 200 3360 ±855 720 ± 65 -
2456939.582 200 3780 ±890 860 ± 65 -
2456939.597 200 4720±1000 739 ± 65 -
2456940.443 200 6795 ± 755 1015± 115 -
2456940.462 200 3850 ±855 500 ±105 -
2456940.478 200 2750±1040 740±115 -
2456940.494 240 2920 ±1000 570 ±105 -
2456940.511 240 580 ±1040 760 ±100 -
2456940.530 240 800 ±900 710 ±105 -
2456940.546 240 1785 ±855 535 ±115 -
2456940.561 240 1320±1125 620 ±100 -
2456940.577 240 2680 ±1035 708 ±95 -
2456940.601 240 810 ±780 300 ±80 -
2456966.502 240 7900 ±830 1940 ±120 -
2456966.517 240 7050±1220 1880± 110 -
2456966.533 240 8480 ±800 1880±120 -
2456966.552 200 8180 ±800 1550 ±130 -
2456966.562 200 8060 ±850 1320 ±120 -
2456966.582 200 10050 ±1110 1320 ±120 -
2456966.594 200 8760±1190 1270 ±130 -
2456966.609 200 5980 ±2300 710 ±130 -
2456967.401 200 3680 ± 650 - -
2456967.435 200 3200 ±830 - -
2456967.456 200 2540 ±480 - -
2456967.473 200 2800 ±510 - -
2456967.484 200 3050 ±430 - -
2456967.503 200 2590 ± 580 - -
2456967.520 200 2150 ±550 - -
2456967.536 200 3000 ± 640 - -
2456967.555 200 3400 ±480 - -
2456967.567 200 3080 ± 600 - -
2456967.583 200 3020 ± 640 - -
РОМАНЮК и др. Таблица А.1. (Продолжение)
Звезда Б/ N Ве(со£) ± сг, Гс Ве(те£) ± а, Гс Уд ± км с-1
2456967.600 200 2400 ±490 - -
2456967.619 200 3630 ± 660 - -
2456968.613 200 2120 ±770 270 ± 60 -
2456969.615 230 -3000 ±1100 -543 ±70 -
2456970.376 230 2000 ±850 - -
2456970.402 230 1520 ±640 1110± 120 -
2456970.418 230 1760 ±800 1070 =Ь 120 -
2456970.433 230 1340 ±820 740±110 -
2456970.449 230 1940 ±600 860 ±110 -
2456970.472 230 270 ± 770 575±115 -
2456970.484 230 -220 ±970 590 ±110 -
2456970.503 230 -750 ±770 60 ±110 -
2456970.519 230 -540 ± 790 -90±110 -
2456970.533 230 -1780 ±820 —410 ±115 -
2456970.549 230 — 1100 ±740 —370 ±110 -
2456970.562 230 -1730 ±650 -530 ±110 -
2456970.579 230 -3880 ±800 —640 ±110 -
2456970.593 230 -3110±820 -900 ±110 -
2456972.389 230 -700 ± 725 720 ±110 -
2456972.404 200 1160 ±550 660 ±100 -
2456972.418 200 2100 ±530 730±110 -
2456972.433 200 2420 ± 700 400 ±110 -
2456972.444 200 1650 ±660 400 ±110 -
2456972.463 200 2840 ±980 185 ±100 -
2456972.477 200 2360 ±880 250±110 -
2456972.536 210 2140 ±580 255 ±100 -
2456973.340 210 -4790 ± 665 -790 ±100 -
2456973.355 210 -4670 ± 650 -640 ±100 -
2456973.370 210 -3855 ±625 -560 ±100 -
2456973.385 210 -3600 ±830 — 1170 ±110 -
2456973.400 210 -3640 ±690 -860 ±110 -
2456973.415 210 -4430 ±610 —1000 ±110 -
2456973.430 210 -4360 ±460 —735 ±110 -
2456973.445 200 -2950 ± 590 -650 ±115 -
2456973.460 200 -2090 ± 520 -335 ±115 -
2456973.475 200 -2240 ±490 -560 ±115 -
2456973.493 200 -3040 ±780 -410 ±90 -
2456973.504 200 -2300±1180 -380 ±80 -
2456973.523 200 -2200 ± 660 -210 ±90 -
2456973.538 200 -400 ±1000 -70 ±80 -
2456973.553 200 -680 ± 550 -125 ±85 -
2456993.552 250 890 ±920 130 ±110 -
2456995.389 250 770 ± 760 420±100 -
Таблица А.1. (Продолжение)
Звезда ЛО Б/ N Ве(со£) ± сг, Гс Ве(те£) ± а, Гс Уд ± км с-1
2456995.406 250 1540±1000 340 ±100 -
2456995.418 250 840 ±920 430 ±110 -
2456995.439 250 2920 ± 720 610 ±100 -
2456995.453 250 3920 ±970 500 ±100 -
2456995.487 250 2030 ±1080 340 ±80 -
2456995.501 250 1200±1200 340 ±80 -
2456995.518 250 2870 ± 760 120 ±70 -
2456995.536 250 2280 ±870 330 ± 70 -
НО 35008 2456995.583 150 3211±1353 556±162 14.4 ± 7.5
НО 35456 2456995.360 300 161±137 413 ±43 18.2 ± 1.5
НО 35693 2456965.630 230 -180 ±270 -240±120 29.5 ±4.4
2456967.640 260 598 ±431 449 ± 73 12.1 ±3.4
2456968.633 260 -71 ±219 159 ±51 22.3 ±2.5
НО 36313 2456995.331 150 -180 ±408 —488±132 32.3 ±3.3
НО 42807 2456970.462 150 -115 ± 38 —46± 13 -5.7 ±2.2
2456971.605 290 4 ±28 —16 ± 13 15.9 ± 1.9
2456971.613 300 -21 ±30 —15 ± 12 16.1 ±2.1
Н047152 2456965.640 260 318± 193 390 ± 54 10.9 ± 3.6
НО 50341 2456740.350 200 569 ± 152 306 ±29 0.9± 1.6
2456970.620 150 -288 ± 324 -263 ± 60 —4.2±3.7
2456973.585 182 275 ±409 175 ±65 -8.8 ±2.8
2456973.610 180 500 ± 330 100 ±70 -5.3 ±2.2
НО 52711 2456994.598 160 —14 ± 79 -54 ±28 31.3 ± 3.4
НО 55309 2456969.552 170 -144 ±358 -323 ± 53 14.8 ± 2.6
НО 62512 2456995.613 140 -251±128 -199 ±58 10.2 ± 1.8
НО 63347 2456740.374 310 — 1104 =Ь 136 -627 ±22 3.2 ±2.0
2456793.350 330 — 1178 ± 154 -572 ±24 -2.1 ±2.9
2456795.380 350 1010 =Ь 134 610 ± 26 — 1.6 ± 1.9
2456970.298 230 807 ±168 495 ± 73 —2.2 ±2.1
2456972.517 270 538 ±227 534 ± 56 —0.9 ±4.4
2456973.251 260 -895 ±279 -601 ±35 -3.6±2.2
НО 65339 2456732.323 160 -4855±170 —3918 ± 38 0.0 ±3.7
2456739.273 360 -3905 ±182 -2907 ± 37 8.2 ±2.4
2456740.265 350 -5181±167 -3952 ±39 8.5± 1.8
2456793.363 310 3712 ± 135 3255 ±31 11.0±3.6
2456795.355 280 -5634 ±233 -4441 ±51 6.8 ±2.2
2456939.524 470 -3893 ±200 -2355 ±45 -
2456993.580 230 2780 ±81 2491 ±25 -2.0 ±1.9
2456994.622 150 1829±139 1432 ±45 0.0 ±3.3
НО 71369 2456732.331 500 15 ± 10 -1 ±3 15.2 ± 3.3
2456739.281 780 —3 ± 15 35 ±4 25.1 ±4.2
2456740.273 670 —93 ±41 -27 ±3 25.9 ±2.2
2456793.370 670 57 ±20 22 ±2 18.2 ± 2.8
РОМАНЮК и др. Таблица A.l. (Продолжение)
Звезда JD S/N ße(cOg) ± CT, ГС Be(reg) ± а, Гс VR i а, км с 1
2456795.361 810 4± 11 12 ± 2 20.6± 1.8
2456939.537 500 42 ±9 33 ±6 -
2456993.589 500 33± 17 2± 11 17.8 ± 4.5
HD 78611 2456995.644 150 27 ±58 40 ± 18 5.0±2.6
HD 96003 2456739.355 240 — 105 ±21 -92 ±8 -4.2 ±2.6
2456793.242 260 —144 ± 32 -150 ± 7 -8.8 ±4.4
2456794.310 270 -161 ±30 -161 ±8 -8.6 ±3.9
HD 103483 2456993.619 250 -507 ±603 -492 ±80 -25.8 ±8.5
HD 107000 2456739.375 230 -172 ±75 -78 ± 19 7.8 ±3.8
2456740.300 220 -185 ± 59 — 136 ±15 11.6 ± 2.3
2456794.283 260 252 ±43 177 ± 12 9.6 ± 4.1
HD 108449 2456794.356 230 — 115 ±189 -23 ± 34 —8.7 ±2.1
2456795.430 210 131±170 133 ±35 -9.4 ±3.6
HD 110066 2456793.380 300 — 167 ±31 -127 ± 5 — 13.8 ± 2.5
HD 112413 2456732.345 720 —947 ± 35 -888 ±16 -3.3±3.8
2456735.504 640 848 ± 62 609 ± 17 5.1 ±2.4
2456739.388 1180 -855 ±41 -749±14 5.3±4.0
2456739.393 1000 -869 ±40 -772±16 4.2±3.2
2456740.390 830 -350 ±61 -185 ±20 3.8±3.6
2456794.367 1130 -784 ±40 -653 ± 14 -2.1 ±2.1
2456794.370 800 -794 ±46 -650 ± 14 -2.1 ±1.9
HD 113894 2456993.660 100 365±123 358 ± 38 8.2±4.3
HD 114125 2456740.323 210 104 ± 115 43 ± 21 68.2 ±2.0
2456740.430 190 151± 111 61 ±22 74.6±2.2
HD 115606 2456735.535 90 -482±122 -474 ± 34 —14.3 ± 4.0
HD 119027 2456793.294 70 1035 ±106 828 ± 37 32.3 ±1.6
HD 126365 2456739.414 150 50 ± 144 116 ±37 -47.2 ±3.4
HD 134214 2456793.419 180 -828 ±55 -753 ±16 -17.1 ±2.5
HD 135679 2456993.642 200 1352 ±71 1086 ±18 2.9 ±3.1
HD 137949 2456793.435 200 1928 ±59 1865 ±16 -30.5 ±1.9
HD 138633 2456735.569 95 -387 ± 66 -329 ±16 -12.1 ±2.9
HD 142070 2456793.455 220 207 ±60 244 ± 17 -9.7± 1.6
HD 149822 2456735.586 120 -628 ±357 -670 ±47 -2.9 ±4.3
HD 158974 2456966.116 200 28 ±31 24 ± 10 -25.3 ±3.8
2456967.123 220 47 ±23 9 ± 6 -35.0±4.0
2456968.125 390 27 ±30 8 ± 7 -28.2 ±3.8
2456969.110 270 -27 ±23 -5 ±8 —31.5 ± 2.4
HD 159545 2456735.602 100 635±144 286 ±50 -0.7 ±2.1
HD 165474 2456793.500 250 363 ±44 330 ±12 11.1 ±3.2
HD 168481 2456966.167 170 620 ±111 515 ± 37 1.6±3.6
2456967.167 160 394±126 481 ±32 -2.2 ±2.5
2456969.120 100 509 ± 302 690 ± 69 — 1.3 ±4.2
HD 169161 2456940.240 310 57 ±59 60 ±7 -23.8 ±4.1
Таблица А.1. (Продолжение)
Звезда ЛО Б/ N Ве(со£) ± сг, Гс Ве(те£) ± а, Гс Уд ± км с 1
2456792.509 340 -8 ±22 -47 ±3 -21.1 ± 1.5
2456794.464 400 15 ±24 —4 ± 3 —21.5 ± 3.2
НО 176582 2456740.446 230 -2644 ± 353 -1538 ± 59 -21.4±2.2
НО 180077 2456739.594 220 — 1015 =Ь 457 — 150 ±44 —17.6 ±3.1
2456794.418 280 674 ± 553 -73 ±57 —27.3 ± 2.4
НО 181598 2456739.448 170 -729 ± 1264 -28 ± 66 —4.5 ± 3.8
НО 182255 2456970.130 370 -116 ± 283 -52 ±31 -17.1 ±2.0
2456970.155 360 -46±151 -152 ±32 —18.5 ± 3.8
НО 184903 2456966.147 230 —183 ±418 -340 ± 78 — 13.0 ± 3.8
2456967.148 220 -556 ±731 887 ± 73 — 17.3 ± 3.2
НО 184961 2456966.256 200 1433 ±142 935 ±72 -31.1 ± 1.6
2456966.263 190 1095 ±183 1128 ±74 -26.6±2.6
2456967.257 270 1765±123 351 ±209 -27.9 ± 1.6
НО 187128 2456966.222 200 437 ±71 404 ±28 -20.8 ±4.4
2456967.214 190 406 ±80 1124 ±26 -20.9 ±3.0
НО 188041 2456792.502 330 1158 ±68 141 ± 11 -23.0 ± 1.7
НО 188103 2456966.243 160 40 ± 196 381 ±47 -23.1 ±2.9
2456967.235 180 322 ±166 -1704 ±58 -24.4 ±2.9
НО 188501 2456739.527 190 -1893 ±85 -273 ±24 -20.7±4.0
2456972.185 160 -328±137 -597 ±47 — 16.3 ± 4.3
2456973.184 250 -584 ±85 35 ±37 -24.3 ±3.1
НО 193344 2456966.279 180 285 ±520 — 15 ± 63 7.9±4.3
2456967.266 180 -37 ±507 84 ± 108 7.5±3.7
НО 197451 2456966.181 160 -42 ±83 -82 ±20 24.9 ±3.2
2456967.178 140 -172 ± 89 -1529 ±29 —7.3 ±4.0
Н0201174 2456739.524 160 -1633 ± 78 1514 ±16 -5.1 ±2.1
2456739.555 180 1781 ±64 966 ±18 -7.4 ±3.6
2456792.484 190 1224 ±86 271 ±29 -9.9 ±3.1
2456793.526 150 225±181 1730 ±36 —12.8 ± 2.4
2456794.443 190 1885 ±84 1781 ±21 -8.5 ±3.4
2456940.169 130 2254±183 1962 ±46 —6.5 ±2.1
2456940.184 140 2183 ±174 -24 ±48 -6.3±3.6
2456970.176 170 46 ± 136 -44 ± 34 -8.9 ±2.5
2456970.198 160 39 ±83 — 115 ± 34 -9.2 ±3.6
2456970.226 200 — 196 ±100 —202± 31 — 10.4 ± 2.8
2456970.263 200 —300 ± 95 1014 ± 24 -9.3± 1.6
2456972.246 130 1366± 170 983 ±42 -6.0 ±2.8
2456972.273 110 1237±139 -184 ±44 -6.2 ±4.5
2456973.220 160 -142 ±91 -770 ±36 — 11.7 ± 2.0
Н0 201601 2456792.495 480 —917 ± 60 —712 ± 9 —18.7 ± 2.6
2456793.511 440 -845 ±41 -848 ± 7 —20.1 ±2.4
2456794.455 470 -978 ± 57 -773 ±8 -20.8 ±2.3
2456795.527 500 -948 ± 37 -669 ±9 —18.2 ± 3.6
POMAH^K h gp. TaS^^aA.l. (npogo,nxeHHe)
3be3.ua JD S/N Be (cog) ± ct, re Be(reg) + cr, Ix VR ± ff, kmc 1
2456940.223 450 -748 ±52 -635+ 12 -19.8 + 4.2
2456966.201 370 -820 + 41 -644 + 12 -16.2+1.9
2456967.198 370 -772 + 57 -631 + 13 -17.4 + 3.7
2456968.115 510 -783 + 55 -697 + 22 -14.7 + 3.1
2456970.138 160 -911+47 -647+ 14 -15.2 + 4.2
2456970.144 500 -1003 + 79 -816+15 -13.7 + 2.4
2456971.123 650 -859 + 44 -836+19 -15.0 + 4.5
2456971.132 630 -962 + 53 -836+15 -14.4 + 3.6
2456972.202 260 -976 + 57 -777 + 20 -10.9 + 2.1
2456972.209 250 -793 + 66 -668 + 21 -9.1 +2.2
2456973.199 460 -816 + 40 -659+12 -16.7 + 4.1
2456995.095 400 -721 +45 -180+12 -16.8 + 3.7
HD201616 2456966.194 230 -648 + 440 165 + 64 11.3 + 2.1
2456967.188 200 471 +539 -498 +111 10.2 + 2.3
HD214923 2456972.220 630 4092+ 1937 -502+ 133 9.7 + 5.1
2456972.225 580 2666+1396 -241+169 6.6 + 4.4
2456973.267 800 -13 + 859 1264 + 73 2.6 + 2.3
HD 221936 2456794.527 160 1465 + 494 -1317 + 49 -4.4 + 2.1
2456795.485 170 -1760 + 201 -211+34 -7.4+4.2
HD 225447 2456739.490 170 -496 + 909 425 + 58 5.9 + 3.9
HD 225569 2456739.568 160 -320 + 544 -11+51 -10.4 + 3.1
HD 281367 2456969.583 100 -281 + 331 -132 + 65 56.6 + 2.8
HD 335238 2456792.534 170 609 + 90 -214 + 17 -19.2 + 4.0
BD +42 3775 2456739.596 180 294+ 196 -1119 + 38 1.2 + 2.1
BD +47 2925 2456740.493 140 -138+ 1001 -619 + 73 -7.7 + 1.8
BD+53 1183 2456739.328 160 817+ 153 145 + 29 7.0 + 2.6
NGC 752-105 2456967.325 60 -3818 + 3027 -609 + 271 18.0 + 3.3
2456967.348 60 -5604 + 2628 258 + 287 9.1 + 1.7
TYC 3668-1121-1 2456972.304 40 -857 + 986 216 + 369 12.9 + 2.8
2456972.333 40 -380+ 1248 571 +387 10.4 + 4.4
Results of Magnetic-Field Measurements with the 6-m Telescope. VIII. Observations in 2014
1.1. Romanyuk1, A. V. Moiseeva1, E. A. Semenko1'2, I. A. Yakunin1'3, and D. O. Kudryavtsev1
■""Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences, Nizhnii Arkhyz, 369167 Russia 2National Astronomical Research Institute of Thailand, Chiangmai, 50180 Thailand 3 St. Petersburg State University, St. Petersburg, 199034 Russia
We present the magnetic fields measurements results for 74 stars observed in 2014. The sample of objects consists of chemically peculiar and standard stars. Observations were carried out with the 6-m BTA telescope of SAO RAS using the Main Stellar Spectrograph (MSS). Magnetic field for HD 168481, HD 184961, HD 187128 and HD 214923 were discovered for the first time by analyzing the circularly polarized spectra.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
