CC BY
20
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2018, том 73, № 2, с. 185-207
УДК 524.35-337
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ЗВЕЗД НА БТА.
V. НАБЛЮДЕНИЯ 2011 ГОДА
© 2018 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, А. В. Моисеева, Д.О.Кудрявцев, И.А.Якунин
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 1 марта 2018 года; принята в печать 17 марта 2018 года
В статье приводятся результаты измерений продольной компоненты магнитного поля Be, лучевой скорости Vr и проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i для 74 объектов, в основном химически пекулярных звезд Главной последовательности и звезд-стандартов. Наблюдения были выполнены на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа с зеемановским анализатором в 2011 году. Обнаружено 7 новых магнитных звезд: HD38129, HD47152, HD50341, HD63347, HD 188501, HD 191287, HD260858. Еще у трех СР-звезд наличие поля заподозрено. Наблюдения стандартных магнитных и немагнитных звезд подтверждают отсутствие каких-либо систематических ошибок, способных внести искажения в результаты измерений Be. В статье даны комментарии к результатам исследований каждой из 74-х звезд.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Мы продолжаем публикацию полученных на 6-м телескопе САО РАН результатов измерений магнитных полей химически пекулярных звезд. Цели работы, методика ее выполнения и результаты наблюдений 2007—2010 гг. представлены в работах Романюка и др. [1—4]. За предыдущие 4 года нами обнаружено 28 новых магнитных СР-звезд.
В настоящей статье приведены результаты измерений продольного магнитного поля Be, лучевой скорости Vr и проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i звезд, наблюдения которых были выполнены в 2011 г.
Научное обоснование нашего цикла работ дано в предыдущих публикациях [1—4]. Оборудование, методики наблюдений и обработки данных в общих чертах не претерпели значительных изменений по сравнению с предыдущими годами. В комментариях наибольшее внимание уделено звездам, магнитные исследования которых были выполнены впервые.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Материал, послуживший основой для настоящего исследования, был получен в течение 15 ночей наблюдений по четырем основным программам:
E-mail: [email protected]
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 БТА1 [5] с анализатором круговой поляризации [6]. В качестве све-топриемника использовалась матрица ПЗС размером 4600x2000 элементов. В основном мы работали в области спектра 4450—5000 А со спектральным разрешением К = 15 000. Детали наблюдений описаны в работе [4].
Всего было получено 148 пар циркулярно-поляризованных спектров для 74 звезд. Список объектов существенно отличается от аналогичного набора предыдущих лет.
Первичный анализ данных, включающий обработку изображений, извлечение спектров и их калибровку, проводились по методике, принятой в САО РАН, которая разработана Д. О. Кудрявцевым [7]. Технические детали были неоднократно описаны в работах [1—4]. Измерения магнитного
1https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/ru/
поля выполнялись двумя способами: по модифицированному методу Бэбкока [8], используемому нами в течение нескольких десятилетий и, кроме того, с помощью пакета программ, позволяющих определять продольное магнитное поле звезды методом регрессии, предложенным Баньюло и др. [9].
Классическая методика [8] основана на измерениях сдвигов противоположно поляризованных зеемановских компонент линий, в то время как по методу регрессии [9] определяется распределение круговой поляризации вдоль профилей спектральных линий.
При измерениях магнитных полей звезд с узкими линиями оба метода дают примерно одинаковые результаты [10], однако в случае быстрых ротаторов наблюдаются значительные различия. Как правило, величины продольных полей, полученные методом регрессии, оказываются существенно меньшими, чем измеренные классическим способом. Исследования магнитных полей быстрых ротаторов со сложными профилями линий при измерениях классическим методом часто оказывается невозможным, трудно точно определить центр тяжести линий. В итоге это приводит к большому разбросу результатов измерений [11].
Мы провели наблюдения нескольких спектрально-двойных звезд типа БВ2. По опыту предыдущих измерений магнитной звездой, как правило, является главный компонент системы, вторичный компонент — более холодная немагнитная звезда. Неполяризованные линии этой звезды могут привести к ложному выводу об отсутствии поля у системы (см., например, работу Романюка и др. [11] для звезды ИЭ 36313.). Решающими в такой ситуации являются измерения магнитного поля в крыльях водородных линий, так как линии
водорода от спутника внесут значительно меньшии вклад в суммарный спектр. Поэтому мы выполнили также измерения продольного магнитного поля в крыльях линии водорода H@. Точность таких измерений невелика, можно выявить магнитные поля величиной только более 500 Гс. Подробнее для конкретных звезд результаты изложены в комментариях к каждой из них.
Кроме продольных магнитных полей Be, для каждой звезды были определены лучевые скорости Vr и проекции скоростей вращения на луч зрения ve sin i. Для многих объектов из нашего списка они были измерены впервые.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ
Результаты измерений магнитных полей представлены в таблице 1. В ее колонках приведены названия звезд в порядке возрастания номера в каталогах ИЭи BD, юлианские даты наблюдений, отношения S/N итогового спектра, величины продольного поля Be, проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i и лучевой скорости Vr. Оценки продольного поля, полученные стандартным методом Бэбкока, отмечены буквой «z», с помощью метода регрессии — буквой «г». Измерения по линии водорода Нв — буквой «h». Типичная ошибка водородных измерений составляла порядка ±300 Гс. Немагнитные звезды-стандарты в таблице отмечены символом «*», стандартные звезды с хорошо известным законом переменности продольной компоненты поля обозначены через «**«. Курсивом выделены звезды, у которых магнитное поле обнаружено впервые.
Таблица 1. Результаты измерений магнитных полей, лучевых скоростей и скоростей вращения звезд по наблюдениям 2011 года
Звезда JD (2450000+) S/N Ве ± сг, Гс ve sin i ± <7, км с 1 Vr ± а, км с 1
HD965 5583.148 120 —390 ± 32 (z) -359 ±26 (г) -550 (h) < 20 + 1.5 ± 2.8
5842.411 200 —688 ± 34 (z) -624 ±23 (г) -800 (h) + 1.4 ± 2.3
5843.398 170 —617 ± 37 (z) -643 ±23 (г) -400(h) —1.7 ± 2.2
5871.176 140 —484 ± 50 (z) -470 ±29 (г) -700 (h) —1.8 ± 2.6
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда Ю (2450000+) Б/Ы Ве ± а, Гс уе эт % ± <т, км с 1 V ± а, км с 1
НО 5458 5584476 190 -956 ±1870 (г) +318 ±235 (г) -2500(11) 97 ±7 — 18.8 ± 2.6
НО 6757 5765.468 290 +2767 ±90 (г) +2209 ±31 (г) +1900(11) 21 ±3 —7.1 ± 2.9
НО 8441 5765.482 350 + 124 ±14 (г) + 133 ±15 (г) -150(11) < 20 — 19.6 ± 2.7
НО 11529 5583.167 430 -20 ±147 (г) — 19 ±118 (г) 45 ±5 -44.1 ±2.8
5584.145 400 -108 ±102 (г) -98 ±94 (г) -150(11) —36.7 ± 2.7
5765.492 640 — 161 ±112 (г) -98 ±49 (г) -150(11) -16.3±3.1
НО 17330 5841.483 520 -508 ±21 (г) -410 ±20 (г) -380(11) 23 ±3 -9.0 ±2.4
5871.209 220 -958 ±52 (г) —813 ± 61 (г) -400(И) — 13.0 ± 2.9
НО 23964 5584.394 230 +50 ±44 (г) -70 ±63 (г) -200(11) 24 ±2 +42.2 ±3.4
НО 29762 5584.437 220 +562 ±64 (г) +465 ±39 (г) +250(11) 23 ±3 —5.9 ± 2.1
НО 33256* 5582.267 410 -5 ±8 (г) -21 ±25 (г) < 20 +19.7 ± 2.3
5583.267 350 —7 ± 10 (г) -6 ±21 (г) +13.0 ± 2.6
5584.214 230 +43 ±16 (г) +36 ±21 (г) +16.6 ± 2.3
5873.485 380 -27 ±9 (г) -34 ±42 (г)
НО 35298 5582.378 230 -7594 ±990 (г) -1424 ±158 (г) 55 ±8 +30.6 ±2.7
Звезда JD (2450000+) S/N Be + а, Гс ve sin i + <т, км с 1 Vr ± а, км с 1
-950(h)
5583.337 350 +2871+355 (z) + 1638 +162 (r) +2500(h) +19.8 + 2.5
5584.362 230 +3911+1124(z) +281 +198 (r) +1650(h) +43.0 + 2.9
5842.443 230 +4301+379 (z) +2923 +197 (r) +3500(h) +18.4 + 2.8
5842.594 320 +3783 +486 (z) +2689 +142 (r) +3700(h) +17.6 + 2.6
5843.459 320 -5090 +362 (z) -2884 +108 (r) -4000(h) +28.6 + 2.7
5873.545 320 -7195 +739 (z) -1938 +123 (r) -2730(h) +27.8 + 2.3
HD 35730 5841.581 360 -450 +300 (z) —88 + 78 (r) -150(h) 70 + 10 +21.0 + 2.8
5842.594 300 -409 +202 (z) —25 + 92 (r) +150 (h) +18.4 + 2.9
HD 36313 5842.501 280 +64 +161 (z) +481 +193 (r) +1700(h) 1) 170 + 30 2)40.0 + 10 1 ) +25.0 + 3.1 2) -12.6 + 2.9
5843.542 280 +41 +131 (z) +252 +170 (r) +900 (h) 1) +29.0 + 4.1 2)+60.1+4.9
HD 36485 5582.279 370 -2313 + 241 (z) -2346 +115 (r) -2550(h) 45 + 5 +27.1+2.9
5583.279 320 -3035 +261 (z) -2245 +122 (r) -2650(h) +21.1+2.7
5873.499 320 -3444 +318 (z) -2215 +142 (r) +20.4 + 2.4
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда Ю (2450000+) Б/Ы Ве ± а, Гс уе эт % ± ст, км с 1 V ± а, км с 1
-2700(11)
НО 36526 5842.531 310 -1506 ±396 (г) —287±212 (г) -2700(11) 50 ±5 +26.6 ± 2.8
НО 36540 5873.553 300 —547±418 (г) -402 ±162 (г) -100(11) 70 ±10 +30.8 ±2.9
НО 36627 5843.567 360 + 1970 ±3440 (г) -704 ±377 (г) -2500(11) 300 ± 55 +12.5 ± 6.7
НО 36668 5582.359 240 -1043 ±252 (г) -540 ±142 (г) -1350(11) 60 ±10 +32.9 ± 2.7
5583.306 310 -1537 ±220 (г) -1428 ±153 (г) -3300(11) +29.1 ±2.9
5842.474 310 — 1172 ± 348 (г) — 1137 ±48 (г) -1800(11) +38.5 ±3.4
НО 36916 5842.548 320 -572 ±227 (г) -355 ±149 (г) -500(11) 60 ±10 +25.0 ±2.7
НО 37058 5582.301 230 — 1251 ± 66 (г) — 1097±67(г) -1040(11) 30 ±5 +30.6 ±2.3
5583.461 270 — 1142 ± 50 (г) — 1131 ±62 (г) -900(11) +29.8 ±2.4
5842.618 300 — 119 ±41 (г) —105±45 (г) -600(11) +26.9 ± 2.7
5843.506 420 -443 ±44 (г) -324 ±86 (г) -2000(11) +29.0 ±2.6
5873.586 230 -945 ±78 (г) -799 ±55 (г) -800(11) +26.9 ± 2.7
НО 37479 5582.343 310 +4349 ±539 (г) + 1631 ±274 (г) 155 ±25 +32.8 ±4.1
Звезда JD (2450000+) S/N Be ± а, Гс ve sin i + а, км с 1 Vr ± а, км с 1
+4850(h)
5583.356 280 -3333 + 1086 (z) -708 +388 (r) -4300(h) +29.8 + 3.7
HD 37642 5582.314 220 + 1777 +686 (z) +2111+307 (r) +5300(h) 120 + 15 +29.1+3.7
5583.369 260 + 1941+556 (z) +964 +217 (r) +250 (h) +28.8 + 3.9
5873.602 220 + 1523 + 731 (z) + 1730 +343 (r) +4100(h) +29.4 + 3.2
HD 37687 5843.517 400 +562 +38 (z) +537 +46 (r) 0(h) 25 + 5 +28.5 + 2.7
HD 38129 5584.482 150 -174 +78 (z) — 189 + 66 (r) 0(h) 25 + 3 +15.1+2.9
5873.639 220 -246 +52 (z) — 159 +187 (r) -70(h) +16.4 + 2.8
HD 38979 5674.250 220 + 1546 +1160 (z) + 157 + 134 (r) +300 (h) 70 + 10 -5.7 + 2.4
HD 43112 5582.485 5583.395 300 330 -114 + 21 (z) — 110 + 33 (r) -150(h) —3 + 26 (z) —21 + 51 (r) -200(h) 25 + 5 +39.8 + 2.9
HD 44700 5582.422 310 + 100 +94 (z) —3 + 76 (r) -300(h) 28 + 4 +31.2 + 2.9
5583.395 300 —3 + 26 (z) —21 + 51 (r) -200(h) +26.2 + 3.1
HD 47152 5584.511 130 -631+291 (z) -283 +125 (r) 32 + 4 +11.8 + 2.7
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда Ю (2450000+) Б/Ы Ве ± а, Гс уе эт % ± <т, км с 1 V ± а, км с 1
-2400(11)
НБ 50341 5666.281 220 +50 ±290 (г) +45 ±83 (г) +200 (И) 45 ±5 —6.7 ± 2.8
5674.277 200 +587 ± 215 (г) +250 ±70 (г) +200 (И) -7.2 ±2.5
НО 52559 5582.443 250 -10 ±50 (г) +81 ±57 (г) +600 (И) < 20 +50.7 ±2.9
5583.459 260 -38 ±43 (г) -1±66(г) -500(11) +45.2 ±2.7
НО 58599 5581.504 210 +222 ±341 (г) —118 ± 105 (г) -320(11) 40 ±5 +29.6 ± 3.1
5583.467 320 +460 ±186 (г) + 126 ±122 (г) -160(11) +36.9 ±3.4
НО 60325 5582.406 260 +303±565(» + 138 ± 182(г) -160(11) 140 ±20 +22.1 ±2.8
НБ 63347 5666.267 140 -1000 ±190 (г) -590 ±60 (г) -600(11) 35 ±5 —2.1 ± 2.1
5673.411 130 -1380 ±120 (г) -830 ±59 (г) -700 (И) +6.5 ±2.4
5674.324 200 +790 ±80 (г) +644 ±36 (г) +800 (И) 0.0 ± 2.1
5784.506 360 + 1363 ±70 (г) + 1319 ±41 (г) +1100(11) +5.3 ±2.9
НО 65339** 5582.522 240 -1027 ±200 (г) — 1131 ±66 (г) -790(11) 23 ±5 -4.5 ±2.3
5583.523 350 -6063 ±191 (г) -4573 ±54 (г) —5.3 ± 2.1
Звезда JD (2450000+) S/N Be ± er, Гс ve sin i ± <t, км с 1 Vr i а, км с 1
-2700(h)
5666.281 220 +340 ± 136 (z) +500 ± 50 (r) +700 (h) —5.1 ± 2.2
5674.295 300 +550 ± 150 (z) +275 ±45 (r) +500 (h) —7.5 ± 2.1
5873.633 250 -5386 ± 175 (z) -4089 ± 51 (r) -3500(h) -4.2 ±2.2
HD 79976 5674.221 80 + 136 ± 270 (z) + 169 ± 89 (r) +600 (h) 40 ±4 —0.7 ± 2.1
HD 96003 5674.394 300 — 150 ± 14 (z) — 136 ± 8 (r) -300(h) < 20 — 10.0 ± 2.4
5702.235 320 — 182 ± 15 (z) —220 ± 10 (r) -300(h) —3.6 ± 2.7
HD 108506 5582.588 100 +386 ±511 (z) + 117 ± 274 (r) -700 (h) 145 ±15 +5.0 ±2.3
5582.604 170 + 100 ±411 (z) +206 ± 244 (r) -350(h) +4.7 ± 2.9
HD 109030 5702.383 200 —65 ± 225 (z) + 140 ± 60 (r) +20 (h) 55 ±5 +12.3 ± 2.9
HD 112413** 5702.405 500 + 1252 ± 50 (z) + 1009 ± 36 (r) +800 (h) 23 ±3 -2.4 ±2.3
HD 113894 5582.638 250 — 1189 ±44 (z) — 1109 ±44 (r) -470(h) 30 ±5 +9.6 ±2.4
HD 118054 5582.618 290 -544 ± 144 (z) +362 ± 240 (r) -430(h) 80 ±10 —8.8 ± 2.7
HD 118478 5583.550 270 -578 ± 390 (z) -339 ± 159 (r) 60 ±6 —54.9 ± 2.7
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда ЛО (2450000+) Б/Ы Ве ± сг, Гс уе эт % + а, км с 1 V ± а, км с 1
-300(11)
НО 135679 5582.660 160 + 1185 + 42 (г) + 1048+ 49 (г) +850(11) 25 + 5 +4.3 + 2.7
НО 137909** 5674.379 300 -600+ 27 (г) -545+ 15 (г) -500(11) < 20 -26.9 + 2.9
5765.280 450 -104+ 188 (г) -142 +18 (г) -250(11) -26.4 + 2.3
НО 144999 5583.589 5871.129 150 200 + 120+ 20 (г) + 109+ 18 (г) +250(11) + 130+ 12 (г) + 139+ 30 (г) -100(11) < 20.0 -20.1+2.4
НО 152107** 5673.434 470 +966+ 42 (г) +768+ 16 (г) +800 (И) 25 + 5 +2.8 + 2.4
5788.391 650 + 1602+ 57 (г) + 1306+ 25 (г) +1050(11) -7.7 + 2.3
5843.149 600 +398+ 62 (г) +214+ 40 (г) +540 (И) -6.2 + 2.4
НО 152127 5583.656 360 — 194 + 95 (г) -173 +100 (г) -150(11) 55 + 5 -17.6 + 2.9
НО 153759 5583.662 180 +311+ 178 (г) -41+ 139 (г) -500(11) 55.0 + 6 -7.3 + 2.3
НО 157740 5582.669 200 — 143 + 79 (г) -69+ 53 (г) -110(11) 38 + 6 +13.6 + 2.7
5583.649 320 -78+ 42 (г) +36+ 42 (г) +120(11) +22.3 + 2.9
НО 158974* 5673.478 400 +44+ 5 (г) +49+ 2 (г) 25 + 5 -30.2 + 2.7
Звезда JD (2450000+) S/N Be ± er, Гс ve sin i + а, км с 1 Vr i а, км с 1
+50 (h)
5765.293 420 — 1 + 5 (z) — 11 + 18 (r) -30(h) -20.0 + 2.2
5843.158 350 — 18 + 5 (z) — 18 +15 (r) -50(h) -34.6 + 3.1
5871.115 450 — 19 + 5 (z) — 14 ±11 (r) -150(h) -24.7 + 3.8
HD 161480 5702.440 120 —55 ± 150 (z) —55 ± 55 (r) -400(h) 30 + 5 +37.5 + 3.9
5842.159 300 —23 ± 133 (z) +56 + 85 (r) +250 (h) +4.9 + 3.2
HD 169191 5785.265 550 —35 + 5 (z) —65 + 9 (r) -170(h) < 20 -19.0 + 3.1
HD 174959 5674.400 490 -240 +50 (z) -52 +120 (r) -100(h) 65 + 10 -22.9 + 3.7
5843.170 490 — 17 + 28 (z) +47 + 70 (r) -100(h) -34.1+3.1
HD 176304 5765.367 310 +83 +239 (z) +56 +106 (r) +60 (h) 60 + 10 -15.2 + 3.7
HD 178993 5784.300 200 -121+300 (z) —311 + 111 (r) -500(h) 55 + 5 -9.6 + 2.8
5842.254 220 -280 +337 (z) +214 +150 (r) +300 (h) -19.5 + 2.9
5843.220 210 +614 +336 (z) + 163 +163 (r) +1300(h) -12.4 + 2.9
HD 182032 5765.387 370 +332 + 325 (z) +318 +103 (r) 70 + 10 -24.3 + 2.8
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда Ю (2450000+) Б/Ы Ве ± а, Гс уе эт % ± <т, км с 1 V ± а, км с 1
+500 (И)
НО 188501 5674.431 270 -2200 ±80 (г) -2095 ±44 (г) -1800(11) 33 ±5 —22.5 ± 2.6
5842.344 300 -56 ±50 (г) -32 ±40 (г) -200(11) —24.8 ± 2.8
НО 188512* 5788.315 450 +2 ±4 (г) +26 ±8 (г) +30(11) < 20 —39.6 ± 2.9
НО 191287 5765.416 260 — 1060 ±410 (г) -990 ±70 (г) -500(11) 75 ±10 —1.4 ± 2.3
НО 191746 5842.284 300 +302 ±117 (г) -72 ±104 (г) -100(11) 80 ±10 — 13.0 ± 2.9
НО 201174 5702.474 150 +856 ±90 (г) +698 ±83 (г) +1000(11) 25 ±5 —9.2 ± 2.3
5765.322 200 -475 ±64 (г) -371 ±33 (г) -400(И) —2.0 ± 2.1
5765.536 210 +320 ±67 (г) +249 ±45 (г) +300 (И) — 10.1 ± 2.3
5784.232 220 +284 ±50 (г) +252 ±27 (г) +220(11) —8.5 ± 2.2
5784.336 200 — 192 ± 30 (г) —114 ± 21 (г) -250(11) —11.2 ± 2.6
5784.543 220 -665 ±37 (г) -529 ±18 (г) -480(11) —2.1 ± 2.7
5785.241 220 + 1654 ±87 (г) + 1317 ± 41 (г) +1200(11) —11.6 ± 2.1
5788.298 180 +2085 ±60 (г) + 1839 ±26 (г) — 13.8 ± 2.7
Звезда
ЛЭ (2450000+)
Б^
БР± а, Гс
Бт г ± а, км с
Уг ± а, км с
НЭ 201601**
НЭ 205117
НЭ 207561
5788.515
5843.437
5583.127
5584.121
5784.354
5785.259
5788.361
5843.193
5871.149
5841.372
5842.413
5702.504
5765.341
200
190
320
320
400
350
400
500
600
240
300
280
310
+2000(И) +2160 ± 68 (г) + 1989 ± 32 (г) +1900(И) + 1026 ± 82 (г) +829 ± 44 (г) +1200(И) -1085 ± 40 (г) -937 ± 33 (г) -230 (И) -1081 ± 50 (г) -894 ± 21 (г) -900 (И) -1113 ± 33 (г) -941 ± 17 (г) -700 (И) -1087 ± 31 (г) -991 ± 17 (г)
-800 (И) -1020 ± 33 (г) -936 ± 15 (г)
-700 (И) -973 ± 37 (г) -905 ± 17 (г) -500 (И) -1046 ± 35 (г) -870 ± 21 (г)
-400(И) -205 ± 308 (г) -99 ± 133 (г) -250 (И) +221 ± 481 (г) -931 ± 185 (г)
-200 (И) + 133 ± 100 (г) + 161 ± 69 (г)
+500 (И) -219 ± 182 (г) -240 ± 60 (г)
< 20
75 8
75 8
—20.2 ± 2.9
-11.3±2.6
-8.^±2.1
-7.1±2.3
-18.1±2.4
16.2 2.5
22.4 2.1
22.2 2.4
15.5 2.7
3.0 2.4
8.6 2.7
9.2 2.8
1
1
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда ЛБ (2450000+) Б/Ы Ве ± а, Гс уе эт % + <т, км с 1 V ± а, км с 1
-150(11)
5765.508 300 + 116 +186 (г) + 179+ 97 (г) +500 (И)
НО 218045 5788.370 320 -1245+ 1046 (г) -965+ 180 (г) -1050(11) 100 + 15 -7.4 + 3.8
НО 221568 5765.447 340 +826+ 30 (г) +722+ 32 (г) +500 (И) < 20 -6.9 + 2.7
5784.559 250 +535+ 35 (г) +461+34 (г) +500 (И) -0.3 + 2.4
НО 260858 5582.472 190 +574+ 97 (г) +470+ 67 (г) +250(11) 25 + 5 +30.0 + 2.8
5583.451 250 +498+ 57 (г) +435+ 64 (г) +300 (И) +34.4 + 3.1
НО 264111 5583.429 210 +731+454 (г) +24+ 198 (г) +350(11) 105 + 15 +5.1 + 3.2
НО 331413 5842.309 250 + 134+ 76 (г) +26+ 72 (г) -400(И) 30 + 4 -15.1+2.1
ВБ + 40 175А 5784.472 220 -1470+ 133 (г) — 1122 + 63 (г) -1000(11) 27 + 4 +5.3 + 2.8
5788.408 160 -3409+ 102 (г) -3288+48 (г) -3500(11) -8.8 + 2.7
ВБ + 40 175В 5788.467 160 +928+ 73 (г) +832 + 31 (г) +900 (И) 30 + 5 -15.6 + 2.8
ВБ + 38 2360 5582.556 130 + 153 + 118 (г) -35+ 101 (г) -40(11) 57 + 7 -11.6 + 2.9
5583.620 200 +86+ 88 (г) +10+ 38 (г) -4.2 + 2.6
Звезда Ю (2450000+) Б/Ы Ве ± сг, Гс уе эт % ± а, км с 1 V ± а, км с 1
-200(11)
ВБ +37431 5583.194 120 +44 ±52 (г) +53 ±49 (г) -750(11) 32 ±5 +19.1 ± 2.4
N00 752-105 5583.236 120 + 1483 ±538 (г) + 103 ±147 (г) -500(11) 115 ± 15 —3.8 ± 2.3
о IIМа* 5666.289 5674.302 450 500 +13 ± 10 (г) +33 ±1 (г) +90(11) +25 ±4 (г) +23 ±3 (г) +50(11) < 20 +25.0 ±2.7
4. КОММЕНТАРИИ К ОТДЕЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ
В данном Разделе приведены комментарии к отдельным звездам. В случае, если они наблюдались нами ранее и уже описаны в статьях [1—4], приведена соответствующая ссылка. Больше внимания уделено звездам, которые в 2011 году наблюдались впервые. Мы сохраняем традиционную последовательность комментариев, принятую в предыдущих статьях.
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
Для контроля стабильности нашей системы магнитных измерений мы регулярно выполняем наблюдения звезд с достоверно отсутствующим магнитным полем. Это холодные медленно вращающиеся звезды с большим количеством узких линий, что позволяет достичь высокой точности измерений.
4.1.1. ИВ 33256
Близкая звезда 68 Еп спектрального класса F5, находящаяся на расстоянии 25 пк, и, согласно базе данных Б1МВАО, с большим собственным движением. Мы регулярно используем НЭ 33256 для калибровки измерений [1—4], как стандарт нуля. Четыре измерения 2011 г. не показали инструментальных отклонений, превышающих 50 Гс. Переменность лучевой скорости указывает на двойственность звезды.
4.1.2. ИО 71369= о иМа
Объект спектрального класса G8 на расстоянии 50 пк. Стандарт нуля [1—4]. Два измерения 2011 г. подтверждают отсутствие больших инструментальных ошибок, которые могли бы исказить результат. Отклонения в пределах 30 Гс.
4.1.3. ИЭ158974
Стандарт нуля. Измерения магнитного поля очень хорошо согласуются с результатами 2010 г. Систематических ошибок более 50 Гс не обнаружено. Наблюдается значительная переменность лучевой скорости. Детали можно найти в работах по результатам 2007-2010 гг. [1-4].
4.1.4. ИЭ169191
В 2011 г. выполнено одно измерение, указывающее на отсутствие значительных инструментальных погрешностей. Звезда и ранее использовалась в качестве стандарта [4].
4.1.5. ИЭ188512
Звезда спектрального класса G8 — стандарт нуля и стандарт линейной поляризации. По измерениям с высокой точностью в 2011 г. магнитное поле не обнаружено.
Измерения пяти различных звезд, стандартов нуля, проведенные в 2011 г., показывают, что наши результаты не искажены какими-либо инструментальными ошибками, способными привести к ложному обнаружению магнитного поля. Во всех случаях инструментальные сдвиги линий находились в пределах 50 Гс.
4.2. Магнитные звезды-стандарты В качестве магнитных стандартов выбираются химически пекулярные звезды с надежно определенными кривыми переменности продольного поля Ве. Для калибровки данных и проверки надежности работы поляризационной техники [1—4] такие наблюдения необходимо проводить регулярно. Кроме того, наши результаты могут быть использованы для изучения долговременной (на шкале «годы—десятилетия») переменности магнитных звезд.
4.2.1. НО 65339 = 53 Сат
Одна из наиболее изученных магнитных СР-звезд, которую мы наблюдаем систематически. В 2011 г. выполнено пять измерений магнитного поля, наши точки хорошо ложатся на кривую продольного поля Ве (она приведена в [1]). Лучевая скорость по данным базы Б1МВЛО равна —4.8 км с-1. Ее оценка, полученная в 2011 г., совпадает с результатом 2010 г. и данными Б1МВЛО. Изменений лучевой скорости нами не зарегистрировано.
4.2.2. НО 112413 = а2 Суп
а2 Суп — ярчайшая магнитная звезда, для которой в 2011 г. получено одно измерение продольного поля. Результат соответствует эфемеридам.
4.2.3. НО 137909= в СгВ
в СгВ — вторая по яркости магнитная СР-звезда, очень хорошо изучена. В 2011 г. выполнено два наблюдения, результат соответствует эфемеридам.
4.2.4. НО 152107= 52Нег Магнитная звезда с постоянной положительной величиной продольного поля, что удобно для целей калибровки. В 2011 г. получены три измерения магнитного поля. Звезда является двойной (ЛОБ 10227), наблюдается переменность лучевой скорости.
4.2.5. НО 201601 = 7 Едц
7 Equ — магнитная звезда с самым большим периодом вращения (около 100 лет). В 2010 г. выполнено семь измерений поля. Средняя величина Ве за год (по измерениям классическим методом Бэбкока [8]) составляет —1058 ± 18 Гс. Это означает, что из-за вращения звезды ее продольное поле Ве продолжает двигаться от фазы отрицательного экстремума. Средняя величина поля в 2010 г. была равна —1107 ± 26 Гс [4]. В две последовательные юлианские даты (2455583.127 и 2455584.121) наблюдаются значимые отличия лучевой скорости от средней. Оснований говорить о переменности нет, скорее всего, в указанные ночи имели место какие-то инструментальные ошибки.
Все измерения для стандартов магнитного поля, проведенные в 2011 г., хорошо согласуются с ранее построенными кривыми переменности продольного поля Ве.
4.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в 2011 году
4.3.1. HD965
В 2011 г. мы продолжили магнитный мониторинг холодной химически пекулярной звезды HD 965. История ее исследований подробно изложена в статье Романюка и др. [10].
Многочисленные узкие и резкие линии позволяют измерять продольный компонент поля с высокой точностью. Отметим, что результаты, полученные классическим методом Бэбкока и методом регрессии, для этой звезды совпадают. Среднее значение продольного поля Be в 2011 г. составило примерно —550 Гс, что указывает на приближение Be к своему отрицательному экстремуму. Изменений величины лучевой скорости по сравнению с 2010 годом не зарегистровано. В пределах ошибок она совпадает с данными, представленными в базе SIMBAD, но имеется различие с одним результатом, полученным в 2009 г. Период вращения звезды превышает 20 лет, поэтому профили линии не уширены вращением и величину ve sin i измерить не удается. Мы видим инструментальный профиль линий.
4.3.2. HD6757
Продолжен мониторинг этой магнитной химически пекулярной звезды. Детали можно найти в работе [4] и списке литературы в ней. Измерения показывают, что продольное магнитное поле имеет постоянную положительную полярность, а лучевая скорость переменна. Двойственность звезды подтверждается. Согласно базе данных SIMBAD Vr = —14 км с-1.
4.3.3. HD8441
Известная спектрально-двойная звезда с орбитальным периодом 106 суток и периодом вращения 69 суток. Величину проекции скорости вращения на луч зрения при нашем спектральном разрешении измерить невозможно: мы наблюдаем инструментальный профиль. Поле было обнаружено Бэбко-ком фотографическим способом [8], впоследствии в [12] более детально исследовалось ее слабое поле уже с использованием современных цифровых детекторов. Наше единственное измерение лежит в указанных в работе [12] пределах. Представленная в базе данных SIMBAD величина Vr = +3 км с-1 существенно отличается от нашего значения — — 19.6 ± 2.7 км с-1. Это подтверждает факт двойственности звезды.
4.3.4. HD17330
Магнитная звезда, поле у которой было обнаружено нами [4], там же дается ее детальное описание. Два измерения 2011 г. свидетельствуют о продольном поле отрицательной полярности. Оценки лучевой скорости Vr (-9 км с-1 и -13 км с-1) в пределах ошибок совпадают с величиной, полученной в 2010 г., но отличаются от представленной в базе SIMBAD (-2.5 км с-1). А ve sin i = 23 ± 3 км с-1 — на грани наших возможностей обнаружения.
4.3.5. HD 29762
Впервые величина магнитного поля звезды была определена нами в 2010 г. [4]. Одно измерение 2011 г. подтверждает, что звезда магнитная. По многочисленным узким линиям удается достичь высокой точности определения Be. Лучевая скорость Vr = -5.9 ± 2.1 км с-1 незначительно отличается от полученной нами в 2010 году оценки, -9.2 ± 1.7 км с-1. Звезду можно заподозрить в двойственности.
4.3.6. HD 35298
В 2011 году продолжался магнитный мониторинг звезды с целью построения кривых продольного поля, измерения которых были выполнены разными методами. Основные результаты более ранних измерений представлены в работе Якунина [13]. Отчетливо видны большие различия между оценками полей, полученными классическим методом и методом регрессии. Во втором случае кривая оказывается более гладкой, разброс измерений значительно меньше, однако амплитуда изменений поля оказывается в два раза меньше, чем при измерении классическим методом. В базе данных SIMBAD приведена величина лучевой скорости Vr = +30 км с-1. Наши измерения Vr указывают на двойственность звезды, поскольку в течение года наблюдались существенные изменения лучевой скорости на временах недели—месяцы.
В каталоге [14] приведена ve sin i = 225 км с-1, это значение совершенно не соответствует действительности. По нашим оценкам ve sin i = 55 ± 8 км с-1.
4.3.7. HD36313
Магнитное поле впервые было обнаружено по линии водорода И^ на бальмеровском поляриметре Борра [15]. Согласно нашим наблюдениям по линиям металлов, поле отсутствует (детали приведены в работах Романюка и др. [4] и [11]). Анализ показал, что узкие линии металлов (ve sin i = 30 км с-1) принадлежат вторичному компоненту. Магнитной является главная звезда —
быстрый ротатор (ve sin i = 170 кмс-1). По линии водорода магнитное поле уверенно измеряется. Нами проведены измерения лучевых скоростей обоих компонентов. В базе SIMBAD приведена величина Vr = +31 кмс-1. Однако на наш взгляд лучевая скорость явно переменная. В работе Ба-леги и др. [16] приводятся данные о том, что найден второй компонент, слабее главного на 0m5, находящийся от него на расстоянии 0". 15. Однако большие различия в лучевых скоростях на протяжении двух дней подряд не могут быть следствием этой двойственности: они либо ошибочны, либо в системе имеется третий компонент.
4.3.8. HD 36485
Хорошо известная магнитная звезда 5 Ori C спектрального класса B2, тип пекулярности He-rich [17], являющаяся частью сложной кратной системы 5 Ori (спектрально-двойная система ADS 4134 C с орбитальным периодом 5d73). Сильное поле у нее было открыто Борра и др. [18]. Наши измерения 2011 г. показывают наличие сильного продольного поля отрицательной полярности. Достаточно узкие линии (ve sin i = 45 кмс-1) позволяют выполнять надежные измерения по линиям металлов. Лучевая скорость переменна.
4.3.9. HD 36526
Магнитное поле у этой звезды нашел Борра [15]. Детальное исследование этого объекта приведено в работах Романюка и др. [4] и [11]. Одно измерение 2011 г. подтверждает наличие поля. В базе SIMBAD данных о лучевой скорости звезды нет. По нашим оценкам возможны ее небольшие изменения в промежутке между 2010 и 2011 гг.
4.3.10. HD 36540
Еще одна звезда из ассоциации Орион ОВ1, подгруппа с. Магнитное поле нашел Борра [15]. Другие детали о звезде приведены в работах [4] и [19]. Лучевая скорость звезды переменна — результаты 2010 и 2011 гг. существенно различаются. В базе SIMBAD отсутствуют данные о лучевой скорости. В 2011 г. выполнено одно измерение, найдено слабое продольное поле отрицательной полярности. Отметим, что в направлении на звезду наблюдается сильная линейная поляризация (P = 1.64%) межзвездного или околозвездного происхождения.
4.3.11. HD 36668
Магнитная химически пекулярная звезда в ассоциации Орион ОВ1, подгруппа b. Магнитное поле нашел Борра [15]. В 2011 г. на 6-м телескопе были проведены наши первые наблюдения HD 36668 с зеемановским анализатором. Три измерения подтвердили наличие у звезды сильного продольного поля отрицательной полярности. В работе Рома-нюка и др. [19] построена кривая переменности Be звезды. В базе SIMBAD приводится оценка Vr = +35 км с-1, которая несущественно отличается от найденных нами величин. Сведений о двойственности в литературе не найдено.
4.3.12. HD 36916
Магнитная химически пекулярная звезда в ассоциации Орион ОВ1, подгруппа с. Магнитное поле нашли Борра и др. [20]. В 2011 г. получено одно измерение, подтвердившее наличие поля у звезды. Детальнее о звезде см. в работе [4]. В статье [19] построена кривая переменности продольной компоненты поля. Лучевая скорость переменная, в 2011 г. ее значение существенно отличается от полученного в 2010 г. Сведений о двойственности звезды в литературе не имеется.
4.3.13. HD 37058
Магнитная звезда с узкими и резкими линиями, относящаяся к ассоциации Орион ОВ1, подгруппа с. Магнитное поле впервые нашли Саргент и его коллеги [21]. По их оценкам период вращения звезды составляет 14d6. Результаты анализа магнитного поля звезды, литературные ссылки и другие детали приведены в работе Романюка и др. [19]. В 2011 г. нами получено пять измерений, подтверждающих наличие сильного поля, продольный компонент которого имеет отрицательную полярность. Лучевая скорость звезды Vr на протяжении года оставалась в пределах ошибок одинаковой (около +30 км с-1). В базе SIMBAD Vr = +25 км с-1, что несильно отличается от величины, найденной нами. Указания на двойственность звезды отсутствуют.
4.3.14. HD 37479
Хорошо известная а Ori E кратная система ADS4241 E — быстро вращающаяся горячая звезда с усиленными линиями гелия, спектральный класс В2, принадлежит подгруппе b ассоциации Орион ОВ1. Кривая магнитного поля Be построена на основе наблюдений с бальмеровским магнитометром командой Ландстрита [18]. Ими было выполнено 22 измерения по линиям Hß и Не 5876 A. С эфемеридой
JD(prim. min) = 2442778d819 + 1d 19801£
получены следующие оценки: B1 = 2150 ± 120 Гс, Во = 660 ± 60 Гс, фо = 0.474. Кривая Ве близка к синусоидальной. Интенсивность линий гелия совпадает с положительным экстремумом Ве. Наши два измерения в 2011 г. выполнены с целью получить кривую переменности продольной компоненты по линиям металлов. Первые измерения свидетельствуют о том, что по линиям металлов поле гораздо сильнее. Отметим также очень большую разницу в величине поля при определении классическим методом Бэбкока и методом регрессии. Лучевая скорость переменна: Vr(SIMBAD) =+29 кмс-1. Найденная нами величина ve sin i = 150 км с-1 совпадает с литературным значением.
4.3.15. HD 37642
Еще одна магнитная звезда — член ассоциации Орион ОВ1, подгруппа с. Поле нашел Борра [15]. Согласно его шести измерениям экстремумы продольного поля Be составляют —2980 Гс и +2700 Гс. Среднеквадратическое поле (Be) = 2110 ± 180 Гс. Норт [22] провел фотоэлектрическую фотометрию звезды. Полученная им кривая описывается одной волной с параметрами:
HJD(min) = 2444980.269 + 1.07977S ± 0.00068.
Три измерения 2011 г. дали сильные поля положительной полярности в пределах найденных в рабо-те[15]. Vr (SIMBAD) = +11.8 кмс-1. Наши данные о лучевых скоростях существенно отличаются от этой величины, но в течение 2011 года изменений Vr нами не найдено.
4.3.16. HD 37687
Магнитное поле обнаружено в работе [12]. Нами по одному измерению 2011 г. получена величина +500 Гс, в пределах ошибок совпадающее с нашим значением по данным 2010 г. и более ранними (2004 г. и 2005 г.) величинами поля из работы [12]. В спектре звезды наблюдается большое количество узких линий. Лучевая скорость (Vr = +28.5 кмс-1) отличается от таковой в базе SIMBAD (Vr = +6 кмс-1) и от результатов измерений 2010 г. (Vr = +18 кмс-1).
4.3.17. HD 38129
Новая магнитная звезда, слабое поле у нее обнаружено нами по двум спектрам 2011 г. В литературе сведений о ее магнитном поле не найдено. Обнаружение подтверждается и в наших последующих наблюдениях. В каталоге химически пекулярных звезд [17] обозначена как A0Cr. Мы нашли, что ve sin i = 25 кмс-1, a найденная нами величина Vr мало отличается от приведенной в базе SIMBAD (Vr = +19.7 кмс-1).
4.3.18. HD47152= 53Aur
Найденная нами новая магнитная звезда. В базе SIMBAD представлена как двойная или кратная система. Во многих работах фигурирует как ртутно-марганцевая. Как правило, такие звезды являются немагнитными. В каталоге [17] приведена как EuCrHg. В 2011 г. мы произвели всего одно измерение, но проведенные в последующие годы наблюдения этой звезды подтверждают наличие магнитного поля. Наше значение ve sin i совпадает с приведенным в базе VIZIER [23]. Лучевая скорость отличается от указанной в SIMBAD (Vr = +18 км с-1). Несколько различных измерений, выполненных методом спекл-интерферометрии (приведены в базе VIZIER) показали, что у звезды имеется спутник на расстоянии порядка 0" 25.
4.3.19. HD 50341
Новая магнитная звезда, которая найдена нами. Сведений о ее магнитном поле ранее не публиковалось. Одно наблюдение из двух в 2011 г. показало поле +500 Гс, в последующие годы мы подтвердили наличие у звезды слабого магнитного поля. В каталоге Ренсона и Манфруа [17] представлена как B9 SrCrEu. В базе SIMBAD данных о лучевых скоростях не приведены. Видимо, наши измерения первые.
4.3.20. HD 63347
Новая магнитная звезда, обнаружена нами в 2011 г. Четыре измерения показали, что продольное поле меняется в пределах от —1400 до +1400 Гс. Дальнейшие наблюдения подтвердили наличие сильного поля. Скорость вращения ve sin i = 35 км с-1. По нашим данным лучевая скорость переменна, в базе SIMBAD сведений о ней нет. В каталоге [17] представлена как B8 SrCrEu.
4.3.21. HD 96003
Магнитное поле звезды было обнаружено нами в 2010 г. [4]. Точность измерений высокая, в спектре много очень узких линий. Два измерения 2011 г. подтверждают наличие слабого продольного поля отрицательной полярности. Согласно базе данных SIMBAD Vr = —1 км с-1, наши измерения 2010 г. и 2011 г. показывают переменность лучевой скорости.
4.3.22. HD113894
У этой звезды магнитное поле было обнаружено нами также в 2010 г. [4]. Одно измерение 2011 г. подтверждает его наличие. Поле меняет полярность, а линии в спектре очень узкие. Наша оценка лучевой скорости Vr совпадает со значением из базы SIMBAD.
4.3.23. HD 1180554
В каталоге [17] звезда отнесена к химически пекулярным (A1 SrEuCr). По данным базы SIMBAD это двойная или кратная система. Магнитное поле было обнаружено нами в 2010 г. [4]. Одно измерение 2011 г. наличие поля подтверждает. Лучевая скорость переменна.
4.3.24. HD135679
Магнитная звезда, поле которой было обнаружено нами в наблюдениях 2010 г. [4]. В указанной работе представлена и более полная информация о самой звезде. Одно измерение 2011 г. подтверждает наличие у нее сильного поля положительной полярности. Лучевая скорость, возможно, переменная.
4.3.25. HD188501
Новая магнитная звезда. Спектральный класс B9, He-wk [17]. Согласно первому измерению продольного поля в 2011 г. величина магнитного поля составляет -2200 Гс. Наблюдения, выполненные в последующие годы, подтвердили вывод о наличии поля. Лучевая скорость в 2011 г. не менялась. Скорость вращения ve sin i = 33 км с-1.
4.3.26. HD 191287
Новая магнитная звезда. В каталоге [17] отнесена к объектам спектрального класса B9 с типом пеку-лярности Eu. Одно измерение 2011 г. показывает наличие продольного поля отрицательной полярности.
4.3.27. HD201174
Магнитная звезда, поле у которой обнаружено нами в 2006 г. [1]. Имеются противоречивые сведения о ее принадлежности к скоплению NGC 7039. В то время, как в базе SIMBAD она отмечена как
член указанного скопления, в базе WEBDA2 вероятность ее принадлежности к скоплению оценивается близкой к 0. Параллакс по данным спутника HIPPARCOS [24] равен 3.76 мсек. дуги, что дает расстояние до звезды примерно 300 пк, в то время как указанное скопление находится в два раза дальше.
Мы проводим длительный мониторинг звезды [1—4]. Десять измерений 2011 г. подтвердили наличие сильного продольного поля и его переменность на временах порядка недели. Лучевая скорость переменна.
http://webda.physics.muni.cz
4.3.28. HD221568 Магнитная звезда. Кем обнаружено ее поле — еще предстоит выяснить. В каталоге Романюка и Кудрявцева [25] она не упоминается. В каталоге магнитных измерений Бычкова и др. [26] приводится значение +595 ± 120 Гс со ссылкой на частное сообщение. Наши два измерения 2011 г. показывают поле положительной полярности, подтверждая результат из работы [26]. Не исключена переменность лучевой скорости.
4.3.29. HD260858
Новая магнитная звезда. Согласно каталогу [17] спектральный класс B6, линии гелия усилены. Обнаружена нами в 2011 г. по двум спектрам, полученным в две ночи подряд. В моменты наблюдений продольный компонент поля имел положительную полярность и величину около 500 Гс. В литературе сведений о лучевой скорости мы не нашли.
4.3.30. BD+40175 A Известная двойная магнитная звезда. Обнаружена Елькиным [27]. Два измерения, выполненные в августе 2011 г., подтвердили наличие очень сильного продольного поля отрицательной полярности. Найдена переменность лучевой скорости на промежутке времени 4 суток.
4.3.31. BD+40175B Вторичный компонент системы. Магнитное поле у нее также обнаружил Елькин [27]. Одно измерение 2011 г. подтверждает наличие продольного поля положительной полярности.
4.4. СР-звезды, у которых в наблюдениях 2011 года поле не обнаружено 4.4.1. HD5458 Звезда спектрального класса B6, типа пеку-лярности He-rich [17]. Линии гелия 4471 A и 4713 A очень сильные. В левом крыле 4471 A видны признаки наличия второго компонента. Звезда — быстрый ротатор, линии в спектре уширены вращением. Объект изучен слабо, магнитное измерение выполнено впервые в 2011 г, но точное определения поля затруднено из-за широких линий. В направлении на звезду наблюдается большое межзвездное поглощение, Av = 1.44, и большая линейная поляризация, P = 2.35% [28]. Проекция скорости вращения на луч зрения ve sin i = 97 кмс-1. Полученная нами величина лучевой скорости, Vr = —18.8 кмс-1, значительно отличается от приведенной в базе SIMBAD (Vr = —42 км с-1).
Магнитное поле не обнаружено. Однако, в линии Н^ видны некоторые признаки зеемановского расщепления, указывающего на наличие поля порядка —2500 Гс.
4.4.2.HD11529
Горячая спектрально-двойная звезда. Спектральный класс В5 с ослабленными линиями гелия и усиленными — стронция [17]. Линии достаточно узкие. Нами выполнены первые измерения с зеема-новским анализатором. Все три измерения 2011 года не показали наличия поля. Имеющиеся в литературе данные, ve sin i = 30 кмс-1 (VIZIER, [14]) и лучевая скорость Vr = —23.8 кмс-1 (SIMBAD), существенно отличаются от значений, полученных нами.
4.4.3. HD 23964
Детальнее о звезде написано в работе о результатах наблюдений в 2010 г. [4]. Как и годом ранее, магнитное поле звезды обнаружено не было. В спектре достаточно много узких линий, по-видимому, мы наблюдаем инструментальный профиль. Лучевая скорость переменная, как и должно быть в случае спектрально-двойной звезды.
4.4.4. HD 35730
Звезда ассоциации Орион ОВ1а. Первые измерения 2010 г. [4] поля не показали. В спектрах имеется несколько достаточно узких симметричных линий. Наши наблюдения 2011 г. также не показывают наличия поля у этой звезды. В базе SIMBAD лучевая скорость Vr = +18 кмс-1, что совпадает с нашими данными. Другие детали приведены в работе Романюка и др. [29].
4.4.5. HD 36627
Химически пекулярная звезда спектрального класса B5. Ранее магнитное поле не измерялось. До настоящего времени нами получен один зееманов-ский спектр в 2011 г., измерения которого не дали четкого ответа на вопрос — имеется ли у звезды магнитное поле. В каталог Ренсона и Манфруа [17] не входит. Не исключено, что в ассоциацию в Орионе тоже не входит. В нашем списке [29] она не присутствует. Линии в спектре очень широкие (ve sin i = 300 кмс-1). Видимо, включение ее в программу наблюдений ошибочно.
4.4.6. HD 38979
Слабо изученная звезда, в базе данных SIMBAD имеется всего 3 ссылки. В каталоге [ 17] она обозначена как B7 Si. Объект является быстрым ротатором, магнитное поле измеряется с очень большими ошибками и нами в 2011 г. не обнаружено. В спектре очень мало линий, пригодных для измерений. По нашим оценкам ve sin i = 70 км с-1.
4.4.7. HD 4,3112
Яркая звезда спектрального класса B1. Линии узкие и резкие. В каталоге [17] отсутствует. Попытка обнаружить магнитное поле была нами предпринята в 2011 г., однако безрезультатно. Величина лучевой скорости Vr = +39 км с-1, полученная в данной работе, находится в хорошем согласии с данными базы SIMBAD (Vr = +37 км с-1).
4.4.8. HD 44700
Звезда спектрального класса B3. Ранее магнитные измерения для нее не проводились. По двум измерениям 2011 г. поле не найдено. Линии в спектре узкие и резкие. В каталоге Ренсона и Манфруа [17] не представлена. Полученные нами значения лучевой скорости в пределах ошибок совпадают с приведенными в базе SIMBAD (Vr = +29.6 км с-1).
4.4.9. HD 52559
Звезда с усиленными линиями гелия, спектральный класс В2 согласно каталогу [ 17]. Линии очень узкие и резкие. Скорость вращения ve sin i = 10 км с-1. На двух спектрах в 2011 г. магнитное поле не обнаружено. Лучевая скорость отличается от величины Vr = +33.8 км с-1, приведенной в работе Гончарова [30]. Возможно, звезда двойная. В спектре признаков зеемановского расщепления не видно, линий второго компонента тоже.
4.4.10. HD 58599
Химически пекулярная звезда, в каталоге [17] обозначена как B6 He-var. Два измерения 2011 г. поля не показали. Наши измерения проекции скорости вращения ve sin i = 40 км с-1 совпадают с литературными [13]. Лучевая скорость близка к приведенной в базе SIMBAD (Vr = +28.8 км с-1).
4.4.11. HD 60325
Горячая (спектральный класс В3) химически пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия [17]. Быстрый ротатор, найденная нами величина ve sin i = 140 км с-1 не сильно отличается от литературных данных: ve sin i = 110 кмс-1, [13]. По одному измерению в 2011 г. поле не найдено. Лучевая скорость совпадает с приведенной в базе SIMBAD (Vr = +21.7 кмс-1).
4.4.12. HD 79976
Химически пекулярная SrCrEu-звезда [17]. Первое измерение поля проведено в 2011 г. По одному спектру поле не обнаружено. В базе SIMBAD данных о лучевой скорости не приводится.
4.4.13. HD 108506
Звезда с пекулярностью необозначенного типа, возможно, ö Sct. Подробнее о ней написано в работе по результатам измерений 2010 г. [4]. Два измерения, выполненные в течение одной ночи, к обнаружению поля не привели. Лучевая скорость, приведенная в базе SIMBAD, Vr = —5.40 кмс-1. Наши измерения указывают на ее переменность.
4.4.14. HD 109030
CP-звезда в скоплении Melotte 111. В каталоге [ 17] приведена как A0 Sr. В 2011 г. поле не обнаружено, как и в 2007 [1]. В базе SIMBAD Vr = +12 км с-1, что совпадает с нашим значением.
4.4.15. HD 118478
Слабо изученная химически пекулярная звезда с переменными по интенсивности линиями гелия [ 17]. Сведений о магнитных измерениях и лучевой скорости в литературе нет. Одно измерение 2011 г. указывает на то, что звезду можно заподозрить в качестве магнитной.
4.4.16. HD 144999
Звезда с очень узкими и резкими линиями. Спектр A7 Sr [17]. Первые измерения были выполнены в
2010 г. [4]. Поле не было найдено. Два измерения
2011 г. также не привели к обнаружению поля.
4.4.17. HD 152127
Двойная или кратная система ADS 10230AB. Первая попытка измерить поле предпринята в 2011 г. Поле не найдено. Признаков зеемановской особенности в линиях не видно. Спектральный класс и тип пекулярности A1 CrEu [17].
4.4.18. HD 153759
Слабо изученная СР-звезда. Тип пекулярности SrEu. Проекция скорости вращения на луч зрения ve sin i = 55 кмс-1. Попытка найти поле в 2011 г. успехом не увенчалась. Однако в некоторых линиях видны признаки зеемановского расщепления. Лучевая скорость, по-видимому, переменная. В крыле Hß присутствуют признаки вторичного компонента.
4.4.19. HD 157740
Яркая звезда HR 6481. Тип пекулярности SrCrEu [17]. Два измерения в январе 2011 г., так же, как и в декабре 2010 г. [4], не привели к обнаружению поля. Желательно выполнить новые наблюдения через несколько лет, возможна долговременная переменность продольного поля. Линии в спектре узкие. Лучевая скорость в пределах ошибок совпадает с приведенной в базе SIMBAD (Vr = +11.2 кмс-1).
4.4.20. HD161480
Спектрально-двойная звезда, член скопления IC4665 (SIMBAD). Попытка измерить поле сделана впервые. Два измерения в 2011 г. к его обнаружению не привели. Спектральный класс — B6, тип пекулярности — He-wk [17].
4.4.21. HD 174959
Проведены первые наблюдения с зеемановским анализатором. Наличие поля можно заподозрить, имеются слабые признаки зеемановской особенности в некоторых линиях. (например, гелия 4471 A и магния 4481 A). Спектральный класс и тип пекулярности — B6 Si [17]. Величина лучевой скорости в базе SIMBAD — Vr = —20.6 км с-1. В наших измерениях она переменна.
4.4.22. HD176304
Химически пекулярная звезда спектрального класса B3, тип пекулярности Si [17]. Одно измерение 2011 г. поля не показало.
4.4.23. HD178993
Химически пекулярная звезда (B9 He-wk [17]). Наличие поля можно заподозрить, но считать найденным нельзя. В спектре от 2455843.220 видны характерные для эффекта Зеемана особенности в линии H@. Лучевая скорость переменна.
4.4.24. HD182032
Двойная или кратная звезда спектрального класса B2. В каталоге Ренсона и Манфруа [17] не значится. Магнитное поле в 2011 г. не найдено. Значение лучевой скорости значительно отличается от приведенного в базе SIMBAD (Vr = —6 км с-1).
4.4.25. HD191746
Химически пекулярная звезда типа He-r [17]. Спектральный класс В3. Магнитное поле не обнаружено. Мы нашли ve sin i = 80 км с-1.
4.4.26. HD205117
Химически пекулярная звезда в NGC 7092. Тип пекулярности SrSi [17]. По двум измерениям магнитное поле не обнаружено, хотя наличие признаков зеемановского расщепления можно заподозрить. Лучевая скорость существенно отличается от представленной в базе SIMBAD (+24.6 км с-1).
4.4.27. HD 207561
Пекулярная звезда типа ó Sct спектрального класса F0p [17]. Магнитное поле по трем измерениям 2011 г. не обнаружено.
4.4.28. HD218045
Звезда a Peg, взята в качестве стандарта потока (V = 2m48, Sp = B9 III). Нормальная звезда, в каталог [17] не входит. Магнитного поля не найдено.
4.4.29. HD264111
Звезда с усиленными линиями гелия [17]. В спектре регистрируются очень яркие линии 4471 A
и 4713 A и сильная линия железа 4924 A. Одно измерение, выполненное в 2011 г., поля не показало. Признаков зеемановского расщепления в спектре не видно. Скорость вращения ve sin i = 105 км с-1. Лучевая скорость, найденная нами, очень сильно отличается от данных базы SIMBAD (Vr = +86 кмс-1). Сведений о двойственности в литературе нет.
4.4.30. HD 331413
Горячая СР-звезда типа Si [17] и спектрального класса B6. в спектре много узких линий. Первое измерение поля, выполненное в 2011 г., его наличия не показало. Мы выполнили также первое измерение лучевой скорости.
4.4.31. BD+382360
Химически пекулярная SrCrEu звезда. Поле, как и в 2010 г. [4], не найдено на протяжении двух наблюдений в последовательные ночи. Лучевая скорость переменна на промежутке времени в двое суток.
4.4.32. BD+37431
Химически пекулярная звезда. Поле, как и в 2010 г., [4] не найдено. Спектрально-двойная, член скопления NGC 752.
4.4.33. NGC752-105
Член скопления NGC 752. Можно заподозрить наличие магнитного поля, однако включать в список магнитных пока преждевременно. Возможно, является двойной системой, где главный компонент — быстрый ротатор (как у HD 36313, см. выше). Поэтому надо получить серию зеемановских спектров и внимательно проанализировать, в том числе и результаты по линиям водорода.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Таким образом, в 2011 году мы выполнили наблюдения с зеемановским анализатором 74 звезд, 5 из которых — немагнитные звезды-стандарты, 5 — магнитные звезды с хорошо изученными кривыми продольного поля, использовавшиеся в качестве стандартов. У 31 звезды в наблюдениях 2011 года поле было найдено и у 33 — не обнаружено. К списку магнитных звезд мы добавили 7 новых, и еще у трех наличие поля заподозрено. Таким образом, общее количество найденных нами магнитных звезд, начиная с 2007 г., достигло 35. Измерены лучевые скорости и проекции скоростей вращения каждой из 74 звезд. Для более чем 10 звезд эти величины определены впервые, для 20 звезд найдена переменность лучевой скорости.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность Г. А. Чунто-нову за содействие в подготовке к наблюдениям и их обеспечение. Авторы благодарят Российский научный фонд за финансовую поддержку работы (грант РНФ 14-50-00043). В работе были широко использованы сведения из астрономических баз SIMBAD, VIZIER и WEBDA.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69, 427(2014).
2. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70, 444 (2015).
3. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, and A. V. Moiseevaa, Astrophysical Bulletin 71, 302 (2016).
4. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 72, 391 (2017).
5. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69, 339 (2014).
6. G. A. Chountonov, in Proc. Int. Conf. «Magnetic Stars», Ed. byYu. V. Glagolevskij, D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), p. 286.
7. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2000).
8. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
9. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and Astrophys. 389, 191 (2002).
10. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 70, 456 (2015).
11. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71, 436 (2016).
12. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and Astrophys. 475, 1053 (2007).
13. I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 68, 214 (2013).
14. R. Glebocki and P. Gnacinski, VizieR Online Data Catalog 3244 (2005).
15. E. F. Borra, Astrophys. J. Lett.249, L39 (1981).
16. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 44 (2012).
17. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498,961 (2009).
18. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, D. N. Brown, and I. B. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).
19. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017).
20. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
21. W. L. W. Sargent, A. I. Sargent, and P. A. Strittmatter, Astrophys. J. 147, 1185 (1967).
22. P. North, Astron. and Astrophys. Suppl. 55, 259 (1984).
23. F. Royer, S. Grenier, M.-O. Baylac, et al., Astron. and Astrophys. 393, 897 (2002).
24. ESA, ed., The HIPPARCOS and TYCHO catalogues. Astrometric and photometric star catalogues derived from the ESA HIPPARCOS Space Astrometry Mission, ESA Special Publication, vol. 1200(1997).
25. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63, 139(2008).
26. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394, 1338 (2009).
27. V. G. El'kin, Astronomy Letters 25, 809 (1999).
28. C. Heiles, Astron. J. 119, 923 (2000).
29. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 68, 300 (2013).
30. G. A. Gontcharov, Astronomy Letters 32, 759 (2006).
Results of Magnetic-Field Measurements with the 6-m Telescope.
V. Observations in 2011
1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, D. O. Kudryavtsev, and I. A. Yakunin
We continue the series of publications on stellar magnetic field measurements for chemically peculiar stars performed at the 6-m SAO RAS telescope. Goals of the studies, methods, and observation results for 2007—2010 are given in the papers by Romanyuk et al. [1—4]. During the last four years, we discovered 28 new magnetic CP stars. The present paper gives the results of measuring longitudinal magnetic fields Be, radial velocities Vr, and projections of the rotation velocity in the line of sight ve sin i for the stars observed in 2011. Scientific substantiation of studies of our series is given in previous publications [1—4]. Instruments, methods of observations and data reduction in general have not been considerably changed in comparison with previous years. In the comments, greater attention is paid to the stars, magnetic studies of which were performed for the first time.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
