CC BY
8
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2020, том 75, № 3, с. 333-349
УДК 524.3-337, 524.35
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ЗВЕЗД НА БТА.
VI. НАБЛЮДЕНИЯ 2012 ГОДА
© 2020 И. И. Романюк1,2*, А. В. Моисеева1, Е. А. Семенко1,3, Д. О. Кудрявцев1, И. А. Якунин1,4
1Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Институт астрономии РАН, Москва, 109017 Россия 3Национальный астрономический исследовательский институт Таиланда, Чиангмай, 50180 Таиланд 4Санкт-Петербургский государственный университет, Санкт-Петербург, 199034 Россия Поступила в редакцию 16 февраля 2020 года; после доработки 15 апреля 2020 года; принята к публикации 15 апреля 2020 года
В статье приводятся полные результаты измерений продольной компоненты магнитного поля Ве и лучевой скорости Уи для 163 объектов, в основном химически пекулярных звезд Главной последовательности и звезд-стандартов. Наблюдения выполнены в 2012 году на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа с зеемановским анализатором. Обнаружено шесть новых магнитных химически пекулярных звезд: ИЭ 84882, НЭ 109030, ИЭ 170054, ИЭ 189775, ИЭ 341037, ББ + 61°2436. Наблюдения проводились в течение 18 ночей, зарегистрировано 560 циркулярно поляризованных спектров. Получены новые данные для 120 магнитных звезд (включая пять стандартных) и 43 немагнитных (включая девять стандартных). Измерены лучевые скорости всех объектов, из них у 46 звезд впервые. Наблюдения стандартных магнитных и немагнитных звезд подтверждают отсутствие каких-либо значимых систематических ошибок, способных внести искажения в результаты измерений Ве. В статье даны комментарии результатов исследования каждой из 163 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. Научное обоснование, цели работы, методика ее выполнения и результаты наблюдений 2007—2011 гг. представлены в работах Romanyuk et al. (2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018). За предыдущие пять лет нами обнаружено 35 новых магнитных звезд.
В настоящей статье приведены результаты измерений продольного магнитного поля Be и лучевой скорости VR для 163 звезд, наблюдения которых были выполнены в 2012 г. Оборудование, методики наблюдений и обработки данных в общих чертах не претерпели значительных изменений по сравнению с предыдущими годами.
Результаты измерений магнитных полей и лучевых скоростей представлены в большой таблице в электронном виде. В представляемом варианте
E-mail: roman@sao.ru
статьи приведены лишь краткие комментарии результатов исследований каждой звезды. В них наибольшее внимание уделено объектам, магнитные исследования которых были выполнены впервые.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Материал, послуживший основой для настоящего исследования, был получен в течение 18 ночей наблюдений по четырем основным программам:
• «Магнитные поля массивных звезд» (основной заявитель И. И. Романюк, САО РАН);
• «Новые магнитные звезды» (основной заявитель Д. О. Кудрявцев, САО РАН);
• «Избранные магнитные звезды» (основной заявитель Е. А. Семенко, САО РАН);
• «Геометрия магнитных полей СР-звезд» (основной заявитель Г. Вэйд, Канада).
Наблюдения, как и ранее, выполнялись на Основном звездном спектрографе БТА (РапсИик е1 а1. 2014), (текущее состояние см. на сайте
САО РАН1) с анализатором круговой поляризации (Chountonov 2004). В качестве светопри-емника использовалась матрица ПЗС размером 4600 х 2000 элементов, в основном мы работали
в области спектра 4450—5000 A, детали описаны в работе Romanyuk et al. (2017a).
Мы опубликовали каталог магнитных СР-звезд (Romanyuk and Kudryavtsev 2008), в котором представлен список объектов по состоянию на начало 2007 г. В дальнейшем, в работах Romanyuk et al. (2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018) мы добавили к нему еще 35 новых объектов. По результатам 2012 г. этот список будет пополнен еще шестью новыми магнитными звездами.
В 2012 г. мы получили 280 пар циркулярно поляризованных спектров для 163 звезд. В основном в программу наблюдений были включены ранее обнаруженные нами магнитные звезды, для которых имелось всего по несколько измерений. Для построения кривой переменности продольного поля с фазой периода вращения необходимы дополнительные наблюдения.
Первичный анализ данных, включающий обработку изображений, извлечение спектров и их калибровку, проводился по методике, разработанной в САО РАН (Kudryavtsev 2000). Технические детали были неоднократно описаны в работах Romanyuk et al. (2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018).
Измерения магнитного поля выполнялись двумя способами: по модифицированному методу Бэбко-ка (Babcock 1958), который используется нами в течение нескольких десятилетий и, кроме того, с помощью пакета программ, позволяющих определять продольное магнитное поле звезды методом регрессии, предложенным Bagnulo et al. (2002).
Классическая методика (Babcock 1958) основана на измерениях сдвигов противоположно поляризованных зеемановских компонент линий, в то время как по методу регрессии (Bagnulo et al. 2002) определяется распределение круговой поляризации вдоль профилей спектральных линий.
При измерениях магнитных полей звезд с узкими линиями оба метода дают примерно одинаковые результаты (Romanyuk et al. 2015a), однако для 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 приводят к очень большому разбросу результатов (Romanyuk et al. 2016c).
1https://www.sao.ru/hq/lizm/mss/ru/
В случае исследования двойных звезде примерно равными по блеску компонентами многочисленные линии вторичного компонента (как правило, более холодной немагнитной звезды) будут преобладать в суммарном спектре, их вклад превысит вклад немногочисленных линий горячего быстрого первичного компонента. При автоматической обработке, если не осуществлять специального контроля, суммарный спектр звезды в основном будет соответствовать спектру немагнитного холодного компонента. Исследователь может прийти к ложному выводу об отсутствии магнитного поля у системы. Решающими в такой ситуации являются измерения поля в крыльях водородных линий, так как линии водорода холодного компонента вносят значительно меньший вклад в суммарный спектр (Romanyuk et al. 2016c). Поэтому мы выполнили также измерения продольного магнитного поля в крыльях линии водорода Ив. Точность таких измерений невелика, можно выявить магнитные поля величиной только более 500 Гс. Подробнее для конкретных звезд результаты изложены в комментариях (см. ниже).
Кроме магнитных полей Be для каждой звезды были определены лучевые скорости Vr. У 46 объектов нашего списка они измерены впервые.
Для сравнения наших данных с литературными мы широко используем в работе сведения из астрономических баз данных VIZIER и SIMBAD.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ
В таблице 1 показан фрагмент электронной таблицы, полная версия которой располагается в базе данных VIZIER. В ней представлены результаты измерений магнитных полей и лучевых скоростей звезд. В ее колонках приведены: названия звезд в порядке возрастания номера в каталогах HD и BD, гелиоцентрическая юлианская дата наблюдений (HJD), величины продольного поля Be, определенные способом Бэбкока, методом регрессии и по линии Ив, а также значения лучевой скорости Vr.
Оценки продольного поля, полученные модифицированным методом Бэбкока (Babcock 1958), отмечены буквой «z», с помощью метода регрессии (Bagnulo et al. 2002) — буквой «г», по линии водорода Ив — буквой «h». Типичная ошибка измерений по одной линии водорода составляла порядка а = ±300 Гс.
4. КОММЕНТАРИИ РЕЗУЛЬТАТОВ ИССЛЕДОВАНИЯ ОТДЕЛЬНЫХ ЗВЕЗД
В данном разделе приведены комментарии результатов исследования отдельных звезд. В
Таблица 1. Фрагмент таблицы с результатами измерений магнитного поля и лучевой скорости звезд по наблюдениям 2012 г.
Звезда ШВ, (2450000+) 5/ЛГ Ве±сг (г), Гс Ве±а (г), Гс Ве (Ь), Гс Уи ± а, км с 1
НО 315 6172.445 340 -1400 ±300 -450 ± 60 -3200 4.8 ± 3.5
НО 965 5962.134 180 -590 ±30 -530 ±20 —7.9 ±3.1
6174.546 145 -670 ±40 -820 ±20 0.1 ± 3.1
6177.435 220 -800 ± 50 -740 ± 20 2.4 ±2.7
6197.414 250 -810 ±50 -780 ± 20 —5.0 ±3.1
6234.214 110 -1030 ±50 -1030 ±30 — 1.2 ± 3.3
том случае, если звезды наблюдались нами ранее и уже описаны в статьях Ношапуик е! а1. (2014; 2015Ь; 2016Ь; 2017а; 2018), приведена соответствующая ссылка. Больше внимания уделено тем объектам, которые в 2012 г. наблюдались впервые. Мы сохраняем традиционную последовательность комментариев, принятую в предыдущих статьях. Результаты измерений лучевых скоростей сравнивались с данными, представленными в базе 81МВЛО, если они имелись. Для 46 объектов измерения лучевых скоростей нами выполнены впервые.
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
Для контроля стабильности нашей системы магнитных измерений мы регулярно выполняем наблюдения звезд с достоверно отсутствующими крупномасштабными магнитными полями. Как правило, это холодные медленно вращающиеся звезды Главной последовательности с большим количеством узких линий в спектре, при исследовании которых удается достичь высокой точности измерений поля.
Измерения девяти различных звезд-стандартов нуля, показывают, что наши результаты не отягощены систематическими инструментальными ошибками, способными привести к ложному обнаружению магнитного поля. Только в одном случае инструментальный сдвиг превысил 100 Гс, а остальные восемь — менее 80 Гс. Среднее значение инструментального сдвига в 2012 г. составляло -20 ± 14 Гс.
4.1.1. ИП 33256 Близкая звезда спектрального класса F5. Регулярно используется для контроля результатов (Ношапуик е! а1. 2014; 2015Ь; 2016Ь; 2017а; 2018). Два измерения 2012 г. не показали инструментальных отклонений, превышающих 80 Гс. Ук = +10.6 км с"1 (БШВЛЭ). Небольшая переменность лучевой скорости может указывать на двойственность звезды.
4.1.2. ИВ 52711
Звезда класса G0. Измерения 2012 г. показали, что инструментальные ошибки не превысили 10 Гс. Лучевая скорость Ук = +24.5 км с"1 (ЭШВАБ); нами она ранее не измерялась. Новые измерения показывают постоянство лучевой скорости.
4.1.3. ИЭ 71369 = о иМа
Объект спектрального класса G8, постоянно используется нами для контроля измерений (Ношапуик е! а1. 2014; 2015Ь; 2016Ь; 2017а; 2018). Два измерения 2012 г. подтверждают отсутствие больших инструментальных ошибок, отклонения не превышают 50 Гс. Изменений лучевой скорости мы не нашли.
4.1.4. ИО119126
Звезда спектрального класса К0. Инструментальные отклонения не превышают 10 Гс. Лучевая скорость Ук = +4.0 км с"1 (БШВАС); нами она ранее не измерялась. Переменность лучевой скорости вероятна.
4.1.5. ИЭ140716
Объект спектрального класса класса F0. Инструментальные отклонения не превышают 15 Гс. В базе Б^ВАЭ сведений о лучевой скорости нет. Нами она ранее не измерялась.
4.1.6. ИЭ158974
Стандарт нуля, хорошо согласуется с результатами (Ношапуик е! а1. 2015Ь; 2016Ь; 2017а; 2018). В 2012 г. выполнено пять измерений поля, одно из них превысило 100 Гс, остальные четыре — в пределах этой величины. Лучевая скорость переменная.
4.1.7. ИЭ194013
Звезда спектрального класса G0. У таких объектов наличие сильного глобального поля не ожидается. Продольное поле оказалось в пределах 100 Гс. Возможно, лучевая скорость переменная. В базе данных ЗШВАЭ Ук = -11.4 км с"1.
4.1.8. НО 199612
Звезда спектрального класса G8. Измерение 2012 г. показало инструментальный сдвиг менее 100 Гс. Лучевая скорость переменная, Уи = —26.5 км с-1 (Б1МВАО). Нами она ранее не измерялась.
4.1.9. НО 210762
Звезда К0. Измерение 2012 г. показало инструментальный сдвиг менее 10 Гс. Возможно, лучевая скорость переменная, Уи = —8.7 км с-1 (Б1МВАО). Нами она не измерялась ранее.
4.2. Магнитные звезды-стандарты
В качестве магнитных стандартов выбираются химически пекулярные звезды с надежно определенными кривыми переменности продольного поля Be. Для калибровки данных и проверки надежности работы поляризационной техники (Romanyuk et al. 2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018) такие наблюдения необходимо проводить регулярно. Кроме того, наши результаты могут быть использованы для изучения долговременной (на шкале «годы-десятилетия») переменности этих объектов.
Все измерения стандартов магнитного поля, проведенные в 2012 г., хорошо согласуются с ранее построенными для них кривыми переменности продольного поля Be.
4.2.1. HD 65339 = 53 Cam
Одна из наиболее изученных магнитных звезд. В 2012 г. было выполнено девять измерений магнитного поля, они хорошо ложатся на кривую Be (опубликована в работе Romanyuk et al. (2014)). Другие детали см. в статье Romanyuk et al. (2018). Лучевая скорость переменная.
4.2.2. HD 112413 = a2 Cvn
Ярчайшая магнитная звезда. В 2012 г. проведено восемь измерений ее поля. Результат соответствует эфемеридам: JD (Eu II maximum) = 2419869.720 + 5.46939E дня. Отметим большой разброс значений лучевых скоростей. В базе данных SIMBAD Vr =-4.1 км с
-1
4.2.3. НО 137909= в СгВ
Вторая по яркости магнитная СР-звезда. Очень хорошо изучена. Одно измерение 2012 г. дает результат, соответствующий эфемеридам НЛО (рог. ех1х.) = 2434204.70 + 18.4868 дня (Рошапуик е! а1. 2016с). В пределах ошибок наших измерений лучевая скорость постоянная.
4.2.4. НО 1,52107 = 52Нег
Магнитная звезда с постоянно положительной величиной продольного поля, что удобно для целей калибровки. В 2012 г. выполнены три измерения поля. Двойная звезда. Лучевая скорость переменна.
4.2.5. НО 201601 =7 Бди
Магнитная звезда с самым большим из известных периодом вращения (около 100 лет). В 2012 г. выполнено 18 измерений ее продольного поля. Отмечается тенденция к уменьшению величины Ве: в 2010 г. средняя величина продольного поля за год (Ве) = —1107 ± 26 Гс (Рошапуик е! а1. 2017а), в 2011 г. (Ве) = —1058 ± 18 Гс (Рошапуик е! а1. 2018) и в 2012 г. (Ве) = —946 ± 8 Гс. Видно, что отрицательный экстремум поля, зарегистрированный в 2010 г., звезда прошла. Переменность лучевой скорости не обнаружена.
4.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в 2012 году
4.3.1. НО 315
Магнитное поле было найдено Ки^ау!Беу е! а1. (2006). В данном исследовании магнитные звезды были обнаружены по показателям цвета Да (Венская фотометрия) и 2 (Женевская фотометрия), количественно определяющими аномалии распределения энергии в континууме, характерные для этих объектов.
НО 315 характеризуется большими значениями Да = 0.036 и 2 = —0.030. В работе Wгaight е! а1. (2012) была найдена периодическая переменность с элементами МЛБ(шах) = 2454155.923 + 0а7584. Продольный компонент поля Ве находится в пределах ранее найденных значений. В базе данных Б1МВАО Уи = +13.2 км с-1. Наше значение отличается от указанного. В литературе сведений о двойственности нет. Мы считаем, что звезда может быть двойной.
4.3.2. НО 965
Магнитный мониторинг этой звезды продолжается более 15 лет. Многочисленные узкие и резкие линии позволяют измерять продольный компонент магнитного поля с высокой точностью. История ее исследований и результаты измерений подробно изложены в статьях Рошапуик е! а1. (2015а) и МаШуБ е! а1. (2019). Среднее значение продольного поля в 2012 г. составило Ве = —760 ± 110 Гс (по сравнению с —550 Гс в 2011 г.). Это указывает на приближение продольного поля звезды к отрицательному экстремуму. В базе данных Б1МВАО Уи= -1.2 км с-1. Наши результаты незначительно отклоняются от этой величины.
4.3.3. НО 2887
Двойная БгСг-звезда. Первые наблюдения ее магнитного поля опубликованы нами в работах Рошапуик е! а1. (2015Ь; 2016Ь). Результаты 2012 г. свидетельствуют о том, что звезда, вероятно, имеет поле, но слабое. В базе Б1МВАО Уи = +16.0 км с-1. Лучевая скорость переменная.
4.3.4. НО 2957
Как магнитная обнаружена нами (Ки^ау!Беу е! а1. 2006). Были выполнены пять измерений, указывающих на пределы изменений Ве от —930 Гс до +540 Гс. Лучевая скорость, найденная в настоящей работе, практически совпадает с представленной в базе Б1МВАО (Уи = +11 км с-1). Звезда с достаточно сильной депрессией (2 = —0.033, Да = 0.037). В работе НишшепЛ е! а1. (2016) был найден период вращения Р = 4 63270.
4.3.5. НО5441
Магнитное поле найдено нами в наблюдениях 2009 г. (Рошапуик е! а1. 2016Ь) и 2010 г. ^ошапуик е! а1. 2017а) в пределах от —440 до —410 Гс по трем измерениям. Результат 2012 г. указывает на то, что это либо очень медленный ротатор, либо углы г (между осью вращения и лучом зрения) и в (между осью вращения и осью диполя) малы. Период вращения неизвестен. Мы определили, что звезда двойная (Рошапуик е! а1. 2017а).
4.3.6. НО 5601
Звезда с сильным полем и большой депрессией (2 = —0.052, Да = 0.049). Три измерения, выполненные в работе Ки^ау!Беу е! а1. (2006), показали продольное поле Ве от —2000 до —340 Гс. В дальнейшем нами была опубликована подробная статья об этой звезде (Рошапуик е! а1. 2016а). В ней приведены результаты магнитных исследований, построена магнитная модель звезды.
4.3.7. НО 5797
Магнитная звезда, поле было обнаружено нами ранее (Бешепко е! а1. 2011). В дальнейшем результаты магнитного мониторинга описывались в работах Рошапуик е! а1. (2015Ь; 2016Ь; 2017а). Полученная в 2012 г. величина поля находится в пределах предыдущих значений Ве от —100 Гс до +1000 Гс. Период вращения звезды Р = 69 суток. Изменений в лучевой скорости по сравнению с данными Б1МВАО не найдено.
4.3.8. HD 6757
Продолжен мониторинг этой магнитной химически пекулярной звезды. Магнитное поле обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Детали можно найти в работах Romanyuk et al. (2017a; 2018). Измерения показывают, что продольное магнитное поле имеет постоянную положительную полярность, а лучевая скорость переменна. Двойственность звезды подтверждается. В базе SIMBAD VR = — —14 км с-1.
4.3.9. HD 9147
Магнитное поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Экстремумы изменений продольной компоненты Be —400/ + 600 Гс. Наблюдения 2012 г. подтверждают наличие поля, период вращения
P = 5d243418 в базе VIZIER. Лучевая скорость переменная.
4.3.10. HD11948
Магнитная звезда, член скопления NGC 744. Ранее данные о ее магнитном поле не публиковались. Четыре спектра, полученные в 2005 и 2006 гг., показали величину продольного поля от —550 Гс до +330 Гс. Результаты 2012 г. подтверждают наличие поля у звезды. Лучевая скорость, возможно, переменная.
4.3.11. HD16605
Магнитная звезда, поле обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Член скопления NGC 1039 Звезда с очень большой депрессией (Да = 0.056, Z = —0.065). Одно измерение 2012 г. подтверждает ранее полученные результаты. В базе VIZIER приведен период вращения P = 7d41. Он не очень точный, так как построить кривую Be с этим периодом можно только на интервале в несколько месяцев, а на интервале в несколько лет воспроизведение кривой неудовлетворительно. Лучевые скорости ранее не измерялись.
4.3.12. HD17330
Магнитная звезда, найденная нами (Kudryavtsev et al. 2006). Ранее получено большое количество спектров, которые показывали слабую переменность продольной компоненты поля со средней величиной порядка —400 Гс. Наблюдения 2012 г. подтверждают более ранний результат: продольное поле у звезды имеется. Но в дату 04/05 февраля 2012 г. произошло разовое существенное отклонение величины продольного поля от указанного выше значения. Мы не видим инструментальных причин, которые могли бы вызвать подобные искажения, поэтому приняли решение публиковать все результаты измерений 2012 года.
4.3.13. HD19712
4.3.18. HD34162
Магнитное поле обнаружено нами (К^гуау-1Беу е! а1. 2006). На 6-м телескопе получено более десяти зеемановских спектров. Детали приведены в описании результатов наблюдений 2009 г. (Ношапуик е! а1. 2016Ь). Звезда имеет сильную депрессию на 5200 Л (Да = 0.043 Z = -0.050). Продольное поле меняется от -3300 до +2000 Гс. Наблюдения 2012 г. подтверждают прежние результаты. Лучевая скорость переменная.
4.3.14. ИВ25999
Как магнитная звезда обнаружена нами (Рошапуик е! а1. 2015Ь; 2016Ь). Два предыдущих измерения продольного поля дали величины -1290 и +1480 Гс. Измерения 2012 г. подтверждают наш вывод о том, что звезда магнитная. Лучевая скорость переменная. В базе SIMBAD Ук = -13.9 км с"1. Вероятно, звезда двойная.
4.3.15. ИВ27404
Магнитное поле обнаружено нами (Ки^ау1;8еу е! а1. 2006). На 6-м телескопе выполнено большое количество измерений, результаты которых приведены в статье Эешепко е! а1. (2017). Построена магнитная модель звезды. Получено сложное строение поля. Найден период вращения звезды Р = 277929. Лучевая скорость незначительно отличается от приведенной в базе Э1МВАО.
4.3.16. ИВ29925
Подробно описана в статье Ки^ау1;8еу е! а1. (2006). Имеет сильную депрессию на 5200 А (Да = 0.046, Z = -0.044). Магнитное поле впервые обнаружено нами на 6-м телескопе. За предыдущие годы получено пять зеемановских спектров. Продольное поле находилось в пределах от -1100 Гс до -200 Гс. Результат 2012 г. несколько увеличивает отрицательный экстремум до -1300 Гс. Сведений о периоде вращения нет. Ук = +26.4 кмс"1 (Э1МВАО). Возможна переменность лучевой скорости.
4.3.17. ИВ 32145
Впервые магнитное поле было обнаружено нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Период вращения звезды Р = 2 а42082 (№1;ор11 е! а1. 2017). Параметры депрессии на 5200 А: Да = 0.037, Z = -0.043. Измерения 2012 г. наличие поля не показали. Лучевая скорость переменная.
Звезда как магнитная обнаружена Kudryavtsev et al. (2006). Шесть измерений показали, что продольное поле меняется от —750 до +190 Гс. Измерения 2012 г. подтверждают, что звезда обладает слабым магнитным полем. Лучевая скорость мало отличается от приведенной в базе SIMBAD (Vr = +36.3 кмс"1).
4.3.19. HD 34719
Магнитное поле у звезды обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Она входит в группу Плеяд. Имеет достаточно сильную депрессию на 5200 A (Да = 0.044, Z = —0.043). Период вращения P = 1d63988. Пределы изменения Be —1390/ + 1320 Гс. Проведено всего восемь измерений. VR = +16.9 кмс"1 (SIMBAD). Наши данные указывают на то, что лучевая скорость переменная.
4.3.20. HD 35100
Компонент C кратной системы ADS 3975CD. Магнитная звезда, поле обнаружено нами (Romanyuk et al. 2015b; 2016b). Измерения 2012 г. подтверждают ранее полученный результат. Лучевая скорость переменная.
4.3.21. HD 35101
Компонент А кратной системы ADS3975A. В каталоге Renson and Manfroid (2009) отсутствует. В исследованиях 2008 г. Romanyuk et al. (2015b) и 2009 г. Romanyuk et al. (2016b) поле не найдено. Линии в спектре очень широкие, точность измерений низкая. Результаты 2012 г. также не показывают наличие поля в линиях металлов, но некоторые признаки зеемановской сигнатуры видны в линии Щ.
4.3.22. HD 35298
Звезда подробно изучена в статье Yakunin (2013). В 2012 г. выполнено пять измерений, демонстрирующих наличие очень сильного поля у звезды. Построена кривая переменности Be с фазой периода вращения P = 1d85336. Член подгруппы a ассоциации Orion OB1. Лучевая скорость переменная.
4.3.23. HD 35456
Магнитная звезда. Член подгруппы a ассоциации Orion OB1; изучена нами в работе Romanyuk et al. (2016c). Построена кривая с периодом 4d9506 и амплитудой от +300 до +600 Гс. Одно измерение 2012 г. соответствует этой кривой. Лучевая скорость переменная. Двойная звезда ADS 4007AB.
4.3.24. HD 35881
Очень быстрый ротатор: ve sin i = 250 км с-1 — наша оценка по спектрам ОЗСП, P = 0d6998. Ошибки измерений очень большие. В дальнейшем результаты измерений были опубликованы в статье Romanyuk et al. (2016c). Видимо, наличие поля у нее заподозрить можно — верхний предел 500 Гс. Можно заподозрить также и переменность лучевой скорости.
4.3.25. HD 36485
Входит в систему ö Ori. Магнитное поле звезды обнаружено работе Bohlender et al. (1993). Система ö Ori состоит из четырех звезд: первичный компонент А — HR 1852 = HD 36486 — спектрально двойной с V = 2.23. Компонент В находится в 33" от А и имеет величину 14m0. Звезда С (с усиленными линиями гелия), HR 1851 = HD 36485, находится на расстоянии 51 "Л от компонента А и имеет величину 6""85. Детально звезду изучал Bohlender (1989). Результаты наших наблюдений 2010 и 2011 гг. опубликованы в работах Romanyuk et al. (2017a; 2018). Результаты 2012 г. полностью соответствуют прежним. Лучевая скорость переменная.
4.3.26. HD 36526
Магнитное поле звезды нашел Borra (1981). Продольный компонент меняется от —980 до +3480 Гс. Мы выполнили наблюдения в 2010 и
2011 гг. (результаты представлены в Romanyuk et al. (2016b; 2017a), в них описана история исследований звезды). Линии в спектре звезды оказались очень широкими и непригодными для измерений поля классическим методом Бэбкока. В
2012 г. одно измерение выполнено методом регрессии. Член подгруппы (b) ассоциации Орион ОВ1. Сведений об измерениях лучевых скоростей в литературе нет.
4.3.27. HD 36540
Магнитное поле звезды обнаружил Borra (1981). Продольный компонент меняется от —980 до +1030 Гс. Нами ранее опубликованы результаты измерений 2010 г. (Romanyuk et al. 2017a) и 2011 г. (Romanyuk et al. 2018), а также в отдельной статье Romanyuk et al. (2017b). Измерения 2012 г. подтверждают, что профили линий сложные, точность измерений продольного поля низкая. Если поле у звезды и есть, то оно слабое. Член подгруппы (с) ассоциации Орион ОВ1. Двойная или кратная система. Лучевая скорость переменная.
4.3.28. HD 36668
Магнитное поле звезды нашел Borra (1981). Продольный компонент меняется от —1590 до +1320 Гс. Первые наши результаты опубликованы в статье Romanyuk et al. (2018). Позже результаты более детального исследования звезды приведены Romanyuk et al. (2017b). Измерения 2012 г. показывают, что продольное поле изменяется в более широких пределах, чем это следует из работы Borra (1981). Лучевая скорость в пределах ошибок совпадает с величиной, представленной в базе данных SIMBAD.
4.3.29. HD 36916
Магнитная звезда. Поле впервые измерили авторы работы Borra et al. (1983). Звезда подробно описана нами в статье Romanyuk et al. (2017b). В момент наблюдений в 2012 г. продольное поле было равным нулю, однако звезда, без сомнения, магнитная. Лучевая скорость меняется слабо.
4.3.30. HD 36955
Магнитное поле было найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Звезда принадлежит подгруппе (b) ассоциации Орион ОВ1. Одно измерение 2012 г. наличие поля отрицательной полярности подтвердило. Период вращения неизвестен. Двойная или кратная звезда.
4.3.31. HD 37140
Магнитное поле звезды нашел Borra (1981). Продольный компонент меняется от —1050 до +400 Гс. Результаты наших первых измерений представлены в статье Romanyuk et al. (2017a). Два измерения 2012 г. практически не подтверждают наличие поля, однако ранее оно было обнаружено. Член ассоциации Орион ОВ1 (b). Лучевая скорость в базе SIMBAD VR = +14.7 км с-1. Судя по результатам наших измерений, она переменная.
4.3.32. HD 37479 = a OriE
Кратная система. В работе Bohlender et al. (1993) получена кривая продольного поля по измерениям на бальмеровском магнитометре. Мы выполнили измерения в 2010 и 2011 гг. (Romanyuk et al. 2017a; 2018). В 2012 г. наблюдалось сильное магнитное поле.
4.3.33. HD 37687
Магнитная звезда (Auriere et al. 2007). Результаты наших измерений в 2010 г. и 2011 г. приведены в соответствующих статьях (Romanyuk et al. 2017a; 2018). В 2012 г. выполнено два измерения. Они подтверждают ранее полученные результаты. Лучевая скорость переменная, видимо, это двойная звезда.
4.33.34. HD 3882,3
Магнитная звезда, найденная нами (Kudryavtsev et al. 2006). Ранее нами выполнено более десяти измерений. Результат наблюдений 2012 г. подтверждают наличие сильного магнитного поля звезды. По-видимому, лучевая скорость переменная.
4.3.35. HD 39082
Магнитная звезда, найденная нами (Kudryavtsev et al. 2006). Член ассоциации Орион ОВ1, подгруппа (с). Имеет сильную депрессию в спектре: Да = 0.042, Z = —0.049. Одно измерение 2012 г. подтвердило наличие поля. Величина лучевой скорости совпадает с данными, приведенными в базе SIMBAD.
4.3.36. HD 39658
Магнитное поле обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Звезда принадлежит подгруппе (b) ассоциации Орион ОВ1. Одно измерение 2012 г. наличие поля подтвердило. В базе SIMBAD Vr = —10.2 кмс"1. Наши данные указывают на переменность лучевой скорости.
4.3.37. HD 40142
Магнитное поле было найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). В 2012 г. одно измерение также показало наличие поля в пределах предыдущих значений. Сведений о лучевой скорости в литературе нет.
4.3.38. HD 40711
Магнитное поле впервые измерили El'kin et al. (2003). Измерение 2012 г. подтверждает наличие поля в пределах предыдущих значений. Спектрально-двойная звезда.
4.3.39. HD 40759
Магнитное поле было найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). В 2012 г. одно измерение также показало наличие сильного поле положительной полярности. В базе SIMBAD VR = +43.1 кмс"1; возможна переменность лучевой скорости.
4.3.40. HD 41403
Магнитная звезда, поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). В 2012 г. поле обнаружено не было Не исключено, что звезда — очень медленный ротатор. Нужны дополнительные наблюдения. Изменения лучевой скорости не обнаружены.
4.3.41. HD42605
Магнитная звезда, поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Поле слабое, продольный компонент не превышает 500 Гс. Наблюдения 2012 г. это подтверждают. Сведений о лучевых скоростях в литературе нет.
4.3.42. HD43819
Магнитная звезда, поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Измерения, выполненные в течение трех ночей в 2004 г., показали, что продольное поле меняется от +170 до +740 Гс. По результатам измерений 2012 г. поле не обнаружено, что свидетельствует о том, что период вращения звезды превышает одну неделю. Переменности лучевой скорости мы не нашли.
4.3.43. HD 45107
Магнитная звезда, поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Наблюдения 2012 г. подтверждают, что продольное поле имеет положительную полярность. Лучевая скорость переменная.
4.3.44. HD 45530
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.036, Z = —0.043). Магнитное поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006) в пределах от —660 до +770 Гс. Измерение 2012 г. подтверждает наличие поля, продольный компонент которого находится в указанных пределах. Лучевая скорость переменная.
4.3.45. HD 45583
Звезда с очень сильной депрессией (Да = 0.067, Z = —0.059). Как магнитная найдена нами (Kudryavtsev et al. 2006). Подробное исследование звезды проведено в работе Semenko et al. (2008). Кривая продольного поля описывается двойной волной. Наблюдения поля этой звезды продолжались регулярно, и их результаты приведены в работах Romanyuk et al. (2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018). В базе данных SIMBAD VR = +29.5 кмс-1. В настоящей работе получены близкие значения.
4.3.46. HD47756
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.032, Z = —0.028). Как магнитная найдена нами (Kudryavtsev et al. 2006). Поле у звезды слабое, продольный компонент не превышает 1 кГс. Изменения лучевой скорости не найдены.
4.3.47. HD 49223
Звезда с сильной депрессией (Z = —0.043). Как магнитная найдена нами (Kudryavtsev et al. 2006). Измерение 2012 г. поля не показало. Период вращения неизвестен, но должен быть больше одной недели. Продольный компонент меняется от — 120 Гс до +590 Гс. Изменения лучевой скорости не найдены.
4.3.48. НО49713
Звезда с сильной депрессией (2 = —0.032). Как магнитная найдена нами (Ки^аУ^еу е! а1. 2006). Экстремумы продольного поля заключены в пределах от —2900 Гс до +3500 Гс. Измерение 2012 г. приходится на положительный экстремум поля. Лучевая скорость переменная.
4.3.49. НО 50341
Два наших наблюдения 2011 г. показали наличие слабого поля (Рошапуик е! а1. 2018). Четыре наблюдения 2012 г. подтвердили его наличие. Экстремумы Ве от —400 до +500 Гс. В литературе мы не нашли сведений о величине лучевой скорости звезды.
4.3.50. НО 50403
Как магнитная найдена нами (Ки^ау!Беу е! а1. 2006); авторы нашли по трем измерениям продольное поле от +190 Гс до +1100 Гс. Наше измерение 2012 г. показало наличие поля отрицательной полярности. Период вращения неизвестен, но, видимо, превышает несколько суток. В литературе мы не нашли сведений о величине лучевой скорости звезды.
4.3.51. НО50461
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.052). Как магнитная найдена нами (Ки^ау!Беу е! а1. 2006). Детально описана в статье Рошапуик е! а1. (2017а). Продольное поле меняется от —160 до +2210 Гс. Период Р = 089403. Линии широкие, ошибки измерений большие. Результат 2012 г. показывает, что в отрицательном экстремуме поле гораздо сильнее, чем принималось ранее. По-видимому, лучевая скорость переменная.
4.352. НО 52628
Как магнитная найдена нами (Ки^ау!Беу е! а1. 2006). Поле сильное, до 2 кГс. Измерения 2012 г. подтверждают его наличие. Судя по всему, период вращения больше недели. Переменность лучевой скорости нами не найдена.
4.3.53. НО 53081
Звезда с очень сильной депрессией (Да = 0.073, 2 = —0.045). Как магнитная найдена нами (Ки^ гуау!Беу е! а1. 2006). Несмотря на сильную депрессию, поле слабое. Продольный компонент имеет экстремумы —600 Гс и +600 Гс. Результаты наблюдений 2012 г. подтверждают этот вывод. Лучевая скорость ранее не измерялась.
4.3.54. HD 55755
Член скопления NGC2353; как магнитная звезда найдена нами (Romanyuk et al. 2014; 2015b). Три измерения дали поле от —3200 до +2200 Гс. Одно измерение 2012 г. пришлось на фазу, по-видимому, близкую к экстремуму отрицательного продольного поля. В базе данных VIZIER лучевая скорость Vr = —42.1 км с-1, что очень хорошо совпадает с найденными нами значениями.
4.3.55. HD 63347
Звезда описана в работе (Romanyuk et al. 2018). В 2012 г. выполнено девять измерений поля. Продольный компонент поля не превышает 1 кГс. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.56. HD 66350
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.037, Z = —0.034). Как магнитная найдена нами (Kud-ryavtsev et al. 2006). Результат наблюдений 2012 г. показывает, что поле Be у звезды меньше 1 кГс. По-видимому, лучевая скорость переменная.
4.3.57. HD 72295
Звезда со слабым полем. Как магнитная найдена нами (Kudryavtsev et al. 2006). Наблюдения 2012 г. подтверждают этот вывод. Переменность лучевой скорости не обнаружена.
4.3.58. HD 79976
В наблюдениях 2011 г. поле не обнаружено (Romanyuk et al. 2018), Результаты 2012 г. дают возможность заподозрить наличие поля. В литературе нет сведений о лучевых скоростях.
4.3.59. HD 84882
Ранее звезда не исследовалась. В 2012 г. выполнено первое наблюдение с анализатором. Наличие поля весьма вероятно. Таким образом, обнаружена новая магнитная звезда. Лучевая скорость переменная. В базе SIMBAD VR = —22.5 км с-1.
4.3.60. HD 86170
Звезда со слабым полем. Как магнитная найдена нами (Kudryavtsev et al. 2006). Наблюдения 2012 г. подтверждают этот вывод. Лучевая скорость переменная.
4.3.61. HD89069
Три измерения выполнены в 2010 г., звезда магнитная (Romanyuk et al. 2017a). Одно измерение 2012 г. наличие поля не показало. Продольное поле попало в фазу f = 0. В дальнейшем исследования звезды были продолжены, и наличие магнитного поля подтверждено. Лучевая скорость переменная.
4.3.62. ИВ 9600,3
Звезда имеет очень слабое поле отрицательной полярности (Ношапуик е! а1. 2017а; 2018). Пять наблюдений 2012 г. это подтверждают. Лучевая скорость переменная.
4.3.63. ИВ 107612
Как магнитная найдена нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Шесть измерений показали, что продольный компонент меняется от -240 Гс до +430 Гс. Одно измерение 2012 г. показывает, что в отрицательном экстремуме поле несколько сильнее, чем считалось ранее. Лучевая скорость переменная.
4.3.64. ИВ 109030
Звезда в скоплении Ме1о14е 111. В 2011 г. поле не было найдено (Ношапуик е! а1. 2018). Но три измерения 2012 г. показывают наличие у нее слабого магнитного поля. Таким образом, обнаружена новая магнитная звезда. Вариации лучевой скорости не обнаружены.
4.3.65. ИВ 110066
Слабое магнитное поле нашел ВаЬсоск (1958). Результаты наших предыдущих исследований представлены в статье Ношапуик е! а1. (2017а). Результат 2012 г. подтверждает предыдущие. Вариации лучевой скорости не обнаружены.
4.3.66. ИВ 112528
Как магнитная найдена нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Два измерения, опубликованные в этой работе, указали на существование положительного поля. Одно измерение 2012 г. свидетельствует о том, что продольное поле меняет знак. Переменность лучевой скорости не обнаружена.
4.3.67. ИВ 116114
На БТА наблюдения проводятся с 1999 г. Расщепленные зеемановские компоненты у звезды обнаружили МаШуБ е! а1. (1997). Продольное магнитное поле имеет отрицательную полярность и величину около -2 кГс. Одно измерение 2012 г. подтверждает этот вывод. Лучевая скорость переменная.
4.3.68. ИВ 134214
На БТА наблюдения проводятся с 1999 г. Магнитное поле слабое, имеет отрицательную полярность. Результаты наблюдений 2012 г. подтверждают этот вывод. Переменность лучевой скорости не наблюдается.
4.3.69. HD137949
Звезда как магнитная открыта Babcock (1958). На протяжении нескольких десятилетий продольный компонент поля практически не изменяется и имеет величину +1800 Гс. Единственное наше измерение 2012 г. подтверждает результат. Лучевая скорость постоянная в пределах ошибок измерений.
4.3.70. HD142070
Наблюдения на БТА ведутся с 1999 г. Расщепленные зеемановские компоненты были найдены Mathys et al. (1997). Продольное поле слабое, не превышает 500 Гс (Landstreet and Mathys 2000) и меняет знак. Результаты наблюдений 2012 г. находятся в согласии с этим выводом. В пределах ошибок наших измерений лучевая скорость постоянная.
4.3.71. HD 145501A = v Sco CD
Это тесная визуально-двойная (разделение 2"). Компоненты B9III и В9р. Компонент D на 0.7 зв. величины слабее С. Магнитное поле найдено Borra et al. (1983). Наше измерение 2012 г. подтверждает тот факт, что компонент А — магнитная звезда Лучевая скорость переменная.
4.3.72. HD 145501B = v Sco CD
Второй компонент системы. Магнитное поле в 2012 г. не обнаружено Лучевая скорость переменная.
4.3.73. HD165474
Наблюдения на БТА выполняются с 2000 г. Магнитное поле нашел Babcock (1958). Измерение 2012 г. подтверждает наличие поля, результат находится в пределах ранее найденных значений. Лучевая скорость переменная.
4.3.74. HD168796
Звезда с сильной депрессией (Z = —0.049). Магнитное поле было найдено в работе El'kin et al. (2003), наблюдения продолжены Kudryavtsev et al. (2006). Четыре прежних измерения показали, что продольное поле меняется в пределах от —870 до +500 Гс. В момент наблюдений в 2012 г. продольный компонент поля находился в указанных выше пределах. Изменения лучевой скорости не зарегистрированы.
4.3.75. HD169842
Звезда в скоплении NGC 6633. Как магнитная найдена Kudryavtsev et al. (2006). По шести прежним измерениям экстремумы продольного поля заключены между —660 и +380 Гс. Наблюдения 2012 г. попали в фазу нуля продольного поля. В базе VIZIER VR = +30.8 км с-1, что совпадает с полученными в настоящей работе результатами измерений.
4.3.76. HD169887
Двойная звезда COU815AB. Вторичный компонент слабее на 2 зв. величины и находится на расстоянии 1'!2. Как магнитная найдена нами. Согласно работе Kudryavtsev et al. (2006), продольное поле Be меняется в пределах от —2340 Гс до +2020 Гс. Наблюдение 2012 г. дает результат, находящийся в указанном интервале. В литературе нет сведений о лучевых скоростях.
4.3.77. HD170054
Новая магнитная звезда. Выполнено первое измерение. Лучевая скорость мало отличается от приведенной в базе SIMBAD.
4.3.78. HD170973
Звезда с сильной депрессией (Z = —0.053). Магнитное поле нашел Mathys (1991). Согласно Kud-ryavtsev et al. (2006), интервал изменений продольного поля от —400 Гс до +600 Гс. В момент наблюдений в 2012 г. продольное поле Be находилось в этих пределах. Лучевая скорость переменная.
4.3.79. HD174959
Два измерения 2011 г. показали вероятное присутствие очень слабого поля (Romanyuk et al. 2018). Два измерения 2012 г. также указывают на наличие очень слабого поля. Возможно, лучевая скорость переменная.
4.3.80. HD176582 Магнитное поле обнаружили Bohlender and Monin (2011). Линии в спектре очень широкие и сложные. Измерения поля затруднены. Наше первое измерение выполнено в 2012 г., наличие поля подтверждено. Лучевая скорость близка к приведенной в базе SIMBAD.
4.3.81. HD178892
Очень сильное (до 8 кГс) продольное поле этой звезды обнаружено нами (El'kin et al. 2003). Детально звезда исследована Ryabchikova et al. (2006). Наблюдения были продолжены и их результаты опубликованы (Romanyuk et al. 2014; 2015b; 2016b; 2017a; 2018). Мониторинг звезды продолжен и в 2012 г.; одно измерение показало наличие очень сильного продольного поля положительной полярности. В базе VIZIER Vr = —19.4 км с-1. Переменность лучевой скорости возможна.
4.3.82. HD182532
Звезда с сильной депрессией (Z = —0.049). Магнитное поле, продольный компонент которого меняется от 0 до +600, обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Единственное измерение 2012 г. подтверждает наличие поля. В литературе мы не нашли сведений о результатах измерений лучевых скоростей.
4.3.83. HD184471
Магнитное поле в пределах от 0 до +800 Гс было измерено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Наблюдение 2012 г. было проведено вблизи экстремума положительного поля. Звезда спектрально-двойная. Лучевая скорость переменная.
4.3.84. HD188501
Член скопления ASCC 518632. Как магнитная найдена нами в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Три измерения 2012 г. подтверждают наличие сильного поля на поверхности звезды. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.85. HD189775
В 2012 г. выполнено первое измерение. Таким образом, обнаружена новая магнитная звезда с сильным полем. По-видимому, лучевая скорость переменная. В базе SIMBAD VR = —16.2 км с-1.
4.3.86. HD189963
Звезда с сильной депрессией (Z = —0.039). Магнитное поле обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). Пять предыдущих наблюдений показали пределы изменений Be от —700 до +300 Гс. Результат 2012 г. подтверждает этот вывод. В базе SIMBAD сведений о лучевой скорости нет.
4.3.87. HD191287
Измерения, выполненные нами в 2011 г., показали наличие поля величиной более 1 кГс (Romanyuk et al. 2018). Но наблюдения 2012 г. попали в фазу нуля продольного поля. В базе VIZIER Vr = —1.4 км с-1. Наше измерение дает тот же результат.
4.3.88. HD191742
Магнитное поле меньше 1 кГс нашел Babcock (1958). Наше единственное измерение 2012 г. подтверждает, что звезда магнитная. Лучевая скорость не изменяется.
4.3.89. HD192224
Магнитное поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). По трем измерениям пределы изменения Be от —580 до +390 Гс. Результат 2012 г. подтверждает наличие поля у звезды и увеличение предела положительного экстремума до +600 Гс. Лучевая скорость переменная.
4.3.90. HD196606
Магнитное поле найдено нами (Kudryavtsev et al. 2006). По трем измерениям пределы изменения Be от —1100 до +1000 Гс. Результат 2012 г. увеличивает отрицательный экстремум до —1500 Гс. Лучевая скорость переменная.
4.3.91. ИВ 196655
Магнитное поле найдено нами (Ки^а^эеу е! а1. 2006). Результат 2012 г. подтверждает наличие поля в указанных ранее пределах. В базе Э1МВАВ сведений о лучевой скорости нет.
4.3.92. ИВ 196691
Звезда с сильной депрессией (^ = -0.051). Магнитное поле найдено нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). По четырем измерения экстремумы поля Ве +600 Гс и +2300 Гс. Измерение 2012 г. показывает Ве = -800 Гс, указывая на то, что продольное поле меняет знак. Период вращения неизвестен. Хороший кандидат в долгопериодические звезды. В базе Э1МВАВ сведений о лучевой скорости нет.
4.3.93. ИВ 201174
Член скопления NGC7039. Магнитная звезда. Нами было выполнено много измерений с 2007 по 2011 гг., результаты представлены в работах Рошапуик е! а1. (2014; 2015Ь; 2016Ь; 2017а; 2018). В 2012 г. выполнено семь измерений поля. Ве меняется в пределах от -500 до +2200 Гс. Лучевая скорость переменная.
4.3.94. ИВ 204815
Магнитное поле найдено нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Звезда с достаточно сильной депрессией (Да = 0.040). В момент наблюдений в 2012 г. продольное поле звезды было близким к нулю. Изменения лучевой скорости не обнаружены.
4.3.95. ИВ207188
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.037, Z = -0.035) Продольное магнитное поле, изменяющееся по трем измерениям от -1500 до +1000 Гс, было найдено нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Результат 2012 г. подтверждает прежние выводы. Лучевая скорость переменная.
4.3.96. ИВ 209051
Магнитное поле найдено нами (Е1'к1п е! а1. 2003, Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Четыре измерения показали пределы изменений Ве: -3300 Гс и -1000 Гс. Наблюдения 2012 г. показали, что пределы изменений Ве больше, чем следовало из прежних наблюдений. Период вращения неизвестен. В базе Э1МВАВ сведений о лучевой скорости нет.
4.3.97. ИВ 210432
Магнитное поле найдено нами (Ки^ау1Беу е! а1. 2006). Три измерения показали пределы изменений Ве от -1800 Гс до +500 Гс. Одно измерение 2012 г. находится в пределах ранее найденных значений. В базе Э1МВАВ обозначена как двойная или кратная система.
4.3.98. HD 221936
Впервые описана как магнитная в работе Romanyuk et al. (2009). Период вращения P = 0d63195. Звезда обладает очень сильным полем: по 20 предыдущим измерениям пределы изменений Be от —2500 Гс до +3300 Гс. Одно измерение 2012 г. дает результат, согласующийся с прежними. Лучевая скорость совпадает с представленной в базе VIZIER (Vr = —5 км с-1).
4.3.99. HD 231054
Магнитное поле впервые найдено нами (Romanyuk et al. 2009). Четыре измерения показали, что продольный компонент поля имеет положительную полярность с экстремумами от +400 Гс до +2500 Гс. Измерение 2012 г. подтверждает наличие сильного поля, продольный компонент которого имеет положительную полярность. Сведений о лучевой скорости в литературе нет.
4.3.100. HD 258686
Звезда в скоплении Collinder 95. Детально описана нами в работе Romanyuk et al. (2017a). Обладает очень сильным магнитным полем, продольный компонент которого имеет положительную полярность и меняется от +5700 до +7900 Гс. Период вращения неизвестен. Результат измерений 2012 г. (+6300 Гс) подтверждает ранее полученные данные. Двойная звезда, лучевая скорость переменная.
4.3.101. HD 260858
Как магнитная обнаружена нами в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Два измерения 2012 г. подтверждают вывод о том, что звезда магнитная, поле слабое, продольный компонент имеет положительную полярность. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.102. HD 279021
Магнитная звезда, найденная нами (Romanyuk et al. 2017a). Одно измерение 2012 г. наличие поля не показало. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.103. HD 293764
Как магнитная с сильным полем найдена нами (El'kin et al. 2002). В дальнейшем более десяти измерений выполнено в работе Kudryavtsev et al. (2006). Измерение 2012 г. подтверждает наличие сильного поля, продольный компонент которого имеет постоянную положительную полярность и меняется от +2500 Гс до +4200 Гс. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.104. HD 335238
Магнитное поле нашли Mathys et al. (1997). Мы выполнили около 20 наблюдений в период с 2000 по 2002 гг. Было найдено, что продольный компонент поля меняется от —3000 Гс до +1200 Гс. Измерение 2012 г. показало, что экстремумы продольного поля находятся в указанных пределах. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.105. HD 338226
Магнитное поле найдено нами (El'kin et al. 2002). По трем измерения Be менялось от +400 до + 1500 Гс. Найденное нами в 2012 г. значение находится в указанных пределах. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.106. HD 341037
Новая магнитная звезда! Лучевая скорость не отличается от приведенной в базе SIMBAD.
4.3.107. HD 343872
Звезда с самой большой депрессией на 5200 A: Да ~ 0.067—0.146. Как магнитная найдена нами (El'kin et al. 2002). В дальнейшем мы выполнили более 20 измерений, результаты 2010 г. описаны Romanyuk et al. (2017a). Продольное поле меняется от —700 Гс до +4500 Гс. Измерение 2012 г. попало в фазу ноль продольного поля. В базе VIZIER VR = —8 км с-1. Результаты наших измерений указывают на возможную переменность лучевой скорости.
4.3.108. HD 349321
Магнитное поле обнаружено нами (Kudryavtsev et al. 2006). По более чем десяти измерениям было найдено, что продольное поле Be меняется от —4500 до +1600 Гс. Измерение 2012 г. (+2000 Гс) показывает, что амплитуда изменений Be больше. Сведений о лучевой скорости в базе SIMBAD нет.
4.3.109. BD + 00° 1659
Наши четыре предыдущие измерения указывают на наличие слабого поля, продольный компонент которого находится в пределах от +160 до +420 Гс. Наблюдения 2012 г. подтверждают наличие слабого поля. Лучевая скорость мало отличается от приведенной в базе SIMBAD.
4.3.110. BD + 00°4535
Магнитное поле найдено нами (Romanyuk et al. 2017a). Одно измерение 2012 г. детектирует очень сильное поле —2900 Гс, подтверждая предыдущие измерения. В базе VIZIER VR = +3.3 км с-1. Наше измерение дает величину лучевой скорости —30 км с-1, что свидетельствует о ее переменности и возможной двойственности звезды.
4.3.111. ББ + 17°3622
Как магнитная найдена нами (Е1'кт е! а1. 2002). По трем предыдущим измерениям продольное поле имеет положительную полярность в пределах от + 1000 Гс до +1600 Гс. Измерения 2012 г. подтверждают этот результат. Сведений о лучевой скорости в базе БШБАБ нет.
4.3.112. ББ + 35°3616
Наши пять предыдущих измерений указывают на наличие слабого поля. Наблюдения 2012 г. это подтверждают. Сведений о лучевой скорости в базе БШВАБ нет.
4.3.113. ББ + 42°659
Как магнитная найдена нами (Е1'кт е! а1. 2002). Согласно трем предыдущим измерениям, продольное поле меняется от —1000 Гс до +1300 Гс. Измерение 2012 г. дает результат в тех же пределах. Сведений о лучевой скорости в базе Б1МВАО нет.
4.3.114. ББ + 46°570
В нашей работе Ки^ау!Беу е! а1. (2006) приведены три измерения Ве от +260 Гс до +540 Гс. Одно измерение 2012 г. подтверждает этот результат. Сведений о лучевой скорости в базе Б1МВАО нет.
4.3.115. ББ + 61°2436
Член скопления NGC7654. Измерения поля в 2012 г. проведены впервые. Найдена новая магнитная звезда. Лучевая скорость переменная. В базе БШВАБ VR = 4.0 км с"1.
4.3.116. V1356 Оп
Член скопления NGC 2169. Наши предыдущие измерения (МаШуБ 1991) показали наличие продольного поля, меняющегося в пределах от —3100 Гс до —1500 Гс. Измерение 2012 г. свидетельствует о том, что пределы изменений Ве больше. Лучевая скорость переменная. В базе БШВАБ VR = —66.0 км с"1.
4.4. Звезды, у которых магнитное поле не зарегистрировано в 2012 г.
4.4.1. НО8855
Звезда с сильной депрессией (Да = 0.050, 2 = —0.050). В работе К^гуаУзеу е! а1. (2006) нами обнаружен слабый продольный компонент (от —500 Гс до —200 Гс), но в наблюдениях 2012 г. поле не обнаруживается. В дальнейших измерениях наличие слабого поля было подтверждено. Полученное нами значение лучевой скорости совпадает с данными базы БШВАБ (VR = —10.0 км с"1).
4.4.2. HD 11529
Спектрально-двойная химически пекулярная звезда. Поле не обнаружено ни в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018), ни в 2012 г. Выполнены измерения лучевой скорости.
4.4.3. HD 29009
Магнитная звезда (Romanyuk et al. 2014). Экстремумы продольного поля —600 Гс и +900 Гс. Кривая Be, построенная с периодом 3 d. 798, похожа на синусоиду. Наблюдение 2012 г. пришлось на фазу продольного поля, близкую к нулю. Двойная звезда ADS3305AB.
4.4.4. HD 33994
Первая попытка измерений поля. В 2012 г. одно измерение наличие поля не показало. Измерения лучевой скорости ранее не проводились.
4.4.5. HD 35730
Член ассоциации Орион ОВ1, подгруппа (а). Первые измерения выполнены в 2010 и 2011 гг. Поле найдено не было (Romanyuk et al. 2017a; 2018). Наблюдения 2012 г. также не показали наличие поля. Лучевая скорость в пределах ошибок совпадает с приведенной в базе SIMBAD.
4.4.6. HD 35762
Звезда спектрального класса В3. Сведений о магнитном поле нет. Наше первое измерение наличие поля не показало. В каталоге Renson and Manfroid (2009) этой звезды нет. Немагнитная и, возможно, даже не пекулярная звезда.
4.4.7. HD 35912
В каталоге Renson and Manfroid (2009) этой звезды нет. Звезда с узкими линиями спектрального класса B3. Ранее нами не наблюдалась. Измерение 2012 г. показывает отсутствие магнитного поля. Изменения лучевой скорости не зарегистрированы.
4.4.8. HD 36549
Член ассоциации Орион ОВ1, подгруппа (а). В 2012 г. выполнено первое измерение. Поле не обнаружено. Лучевая скорость существенно отличается от приведенной в базе SIMBAD (Vr = +27.5 км с-1).
4.4.9. HD 37525
В спектре присутствуют несколько линий. Линии 4471 A HeI сильнее, чем линии 4481 A MgII. В 2010 г. поле отсутствовало (Romanyuk et al. 2017a), так же, как и в 2012 г. В базе SIMBAD данных о результатах измерений лучевых скоростей нет.
4.4.10. HD 37635
В каталоге Ренсона этой звезды нет. Измерение 2012 г. — единственное. Скорее всего, звезда немагнитная. В базе SIMBAD VR = +24.7 км с-1. Возможно, лучевая скорость переменная.
4.4.11. HD38979
Было выполнено измерение в 2011 г. (Romanyuk et al. 2018). Как первое, так и два измерения 2012 г. наличие поля не показали. Сведений о лучевых скоростях в базе SIMBAD нет.
4.4.12. HD 39317
Наблюдения 2010 г. и более ранние наличие поля не показали (Romanyuk et al. 2017a). Измерение 2012 г. с высокой точностью показало отсутствие поля. Судя по пяти измерениям, это немагнитная звезда. В базе SIMBAD VR = —4.4 км с-1.
4.4.13. HD 44173
Горячая B5-звезда. В каталоге Renson and Manfroid (2009) отсутствует. Ранее магнитное поле не измерялось. В 2012 г. поле не было обнаружено. Скорее всего, нормальная звезда. По-видимому, лучевая скорость переменная.
4.4.14. HD 52559
Два измерения 2011 г. наличие поля не показали. В 2012 г. выполнено одно измерение. Магнитное поле не обнаружено. По-видимому, лучевая скорость переменная.
4.4.15. HD 58599
Звезда с усиленными линиями гелия. В спектре имеются несколько узких линий. Линии гелия 4471 A и 4713 AA сильные. Признаков зеемановской сигнатуры не видно. В 2012 г. поле обнаружено не было. Возможна переменность лучевой скорости.
4.4.16. HD100340
Звезда наблюдается впервые. Очень быстрый ротатор. Два измерения 2012 г. не показали наличие поля. В базе SIMBAD VR = +254 км с-1, что совпадает с результатами наших измерений. Быстро убегающая В-звезда.
4.4.17. HD118478
В 2011 г. поле не найдено (Romanyuk et al. 2018), в 2012 г. тоже. В базе SIMBAD сведений о лучевых скоростях нет.
4.4.18. HD125924
В 2012 г. выполнены первые измерения с зе-емановским анализатором. Магнитное поле не найдено. Убегающая В-звезда, в базе SIMBAD Vr = +237 км с-1. По-видимому, имеет место переменность лучевой скорости.
4.4.19. HD138764
Пульсирующая звезда. Первое измерение поля выполнено в 2012 г. Магнитное поле не обнаружено. Лучевая скорость переменна; двойная звезда.
4.4.20. HD147550
Первые наблюдения выполнены на 3-м телескопе Ликской обсерватории (США). Возможно, найдено слабое поле. Это спектрально-двойная типа SB1 кремниевая звезда с узкими линиями. По нашим данным в 2012 г. поле не обнаружено. В базе SIMBAD VR = —15.5 км с-1; лучевая скорость переменная.
4.4.21. HD161480
Спектрально-двойная. Первые измерения 2011 г. показали отсутствие поля (Romanyuk et al. 2018), результаты 2012 г. также указывают на его отсутствие. Лучевая скорость переменная.
4.4.22. HD161733
Первое измерение. В спектре несколько линий. Они очень мелкие, но достаточно узкие. Магнитное поле не обнаружено. В пределах ошибок измерений лучевая скорость постоянная.
4.4.23. HD175744
Первое измерение, поле не обнаружено. Лучевая скорость близка к данным, приведенным в базе SIMBAD.
4.4.24. HD 178591
Наше единственное измерение наличие поля не показало. Лучевая скорость существенно отличается от приведенной в базе SIMBAD.
4.4.25. HD 182032
Двойная или кратная система. В каталоге Renson and Manfroid (2009) отсутствует. В 2011 г. поле обнаружено не было (Romanyuk et al. 2018), в 2012 г. тоже. Лучевая скорость переменная.
4.4.26. HD 198513AB
В спектре три широкие линии. Измерение 2012 г. — первое. Поле не обнаружено. Двойная звезда. Лучевая скорость переменная.
4.4.27. HD199180
Наблюдения 2010 г. показали возможное наличие поля (Romanyuk et al. 2017a). В 2012 г. поле не обнаружено. Изменения лучевой скорости не обнаружены.
4.4.28. НО205087
В 2003—2004 гг. мы выполнили ряд измерений поля звезды, так как у нее имеется значительная депрессия (2 = —0.044). Однако магнитное поле оказалось очень слабым, продольный компонент от 0 до +240 Гс. Измерения 2012 г. наличия поля не показали. Лучевая скорость близка к приведенной в базе Б1МВАО.
4.4.29. НО 208185
Звезда спектрального класса В2, магнитное поле не обнаружено. Спектрально-двойная; лучевая скорость переменная.
4.4.30. НО 217401
Двойная система АЭБ 16437АВ. Химически пекулярная звезда. Наши измерения 2009 г. и 2010 г. (Рошапуик е! а1. 2016Ь; 2017а) показали, что, вероятно, звезда магнитная. Однако в 2012 г. продольный компонент поля был близок к нулю. Переменность лучевой скорости мы не обнаружили.
4.4.31. НО225627
Мы выполнили измерения в 2010 г. (Рошапуик е! а1. 2017а). Возможно, звезда магнитная, но в 2012 г. поле обнаружено не было. В базе Б1МВАО сведений о лучевой скорости нет.
4.4.32. НО 279110
Первые измерения. Поле не обнаружено в две разные даты. Сведений о лучевой скорости в базе Б1МВАО нет.
4.4.33. НО331413
По результатам измерений 2011 г. заподозрено наличие поля (Рошапуик е! а1. 2018). В 2012 г. выполнено два наблюдения, которые не привели к обнаружению поля. Сведений о лучевой скорости в базе Б1МВАО нет.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Таким образом, в 2012 г. на 6-м телескопе БТА с анализатором круговой поляризации были выполнены наблюдения 163 звезд. У 120 из них было измерено магнитное поле, остальные 43 оказались немагнитными. Основное внимание в 2012 г. было уделено проведению повторных наблюдений магнитных звезд, обнаруженных нами ранее и описанных в основном в работе Ки^ау!Беу е! а1. (2006). Цель работы заключалась в измерении магнитных полей максимально возможного количества химически пекулярных звезд с сильными депрессиями в континууме. Поэтому для каждой конкретной звезды было проведено мало измерений. Десятилетие
спустя мы решили провести более детальное исследование наиболее интересных звезд, выполнить поиски сверхмедленных ротаторов.
Одновременно осуществлялись поиски новых магнитных звезд. Нам удалось найти еще шесть объектов. Таким образом, общее количество найденных нами новых магнитных звезд, начиная с 2007 г., достигло 41.
Измерены лучевые скорости всех 163 наблюдавшихся объектов, из них для 46 звезд — впервые.
Полученные данные свидетельствуют о том, что система магнитных измерений САО РАН стабильна и соответствует международной.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы благодарят Комитет по тематике больших телескопов РАН за выделения наблюдательного времени на 6-м телескопе. Поляризационная аппаратура для наблюдений была подготовлена Г. А. Чунтоновым. В работе были использованные данные из астрофизических баз SIMBAD и VIZIER.
ФИНАНСИРОВАНИЕ
ИИР благодарит Российский научный фонд за частичную финансовую поддержку работы (грант РНФ 18-12-00423). АВМ и ИАЯ благодарят Российский фонд фундаментальных исследований за частичную финансовую поддержку работы (гранты РФФИ 18-29-21030, 19-32-60007). Наблюдения на телескопах САО РАН выполняются при поддержке Министерства науки и высшего образования Российской Федерации (включая соглашение No05.619.21.0016, уникальный идентификатор проекта RFMEFI61919X0016).
КОНФЛИКТ ИНТЕРЕСОВ
Авторы заявляют об отсутствии конфликта интересов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and
Astrophys. 475 (3), 1053 (2007).
2. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
3. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and
Astrophys. 389, 191 (2002).
4. D. A. Bohlender, Astrophys. J. 346, 459 (1989).
5. D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson,
Astron. and Astrophys. 269, 355 (1993).
6. D. A. Bohlenderand D. Monin, Astron. J. 141 (5), 169
(2011).
7. E. F. Borra, Astrophys. J.249, L39 (1981).
8. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. Thompson,
Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
9. G. A. Chountonov, in Proc. Intern. Conf. on
Magnetic Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 2003, Ed. by Y. V. Glagolevskij, I. I. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk (Nizhnij Arkhyz, 2004), pp. 286-291.
10. V. G. El'kin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Astronomy Letters 28 (3), 169 (2002).
11. V. G. El'kin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Astronomy Letters 29, 400 (2003).
12. S. Hümmerich, E. Paunzen, and K. Bernhard, Astron. J. 152 (4), 104(2016).
13. D. O. Kudryavtsev, in Proc. Intern. Conf. on Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Nizhnij Arkhyz, Russia, 1999, Ed. by Y. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Moscow, 2000), pp. 84-88.
14. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372 (4), 1804(2006).
15. J. D. Landstreet and G. Mathys, Astron. and Astrophys. 359,213(2000).
16. G. Mathys, Astron. and Astrophys. Suppl. 89, 121 (1991).
17. G. Mathys, S. Hubrig, J. D. Landstreet, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 123,353(1997).
18. G. Mathys, I. I. Romanyuk, S. Hubrig, et al., Astron. and Astrophys. 629, A39 (2019).
19. M. Netopil, E. Paunzen, S. Hü mmerich, and K. Bernhard, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 468 (3), 2745 (2017).
20. V. E. Panchuk, G. A. Chuntonov, and I. D. Naidenov, Astrophysical Bulletin 69 (3), 339 (2014).
21. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498, 961 (2009).
22. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63 (2), 139 (2008).
23. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, and E. A. Semenko, Astrophysical Bulletin 64 (3), 239 (2009).
24. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and A. V. Moiseeva, Astrophysical Bulletin 71 (4), 447 (2016a).
25. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 70 (4), 456 (2015a).
26. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69 (4), 427(2014).
27. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70 (4), 444 (2015b).
28. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, and A. V. Moiseevaa, Astrophysical Bulletin 71 (3), 302 (2016b).
29. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 391 (2017a).
30. 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, A. V. Moiseeva, et al., Astrophysical Bulletin 73 (2), 178 (2018).
31. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71 (4), 436 (2016c).
32. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017b).
33. T. Ryabchikova, O. Kochukhov, D. Kudryavtsev, et al., Astron. and Astrophys. 445 (3), L47 (2006).
34. E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, T. A. Ryabchikova, and 1.1. Romanyuk, Astrophysical Bulletin 63 (2), 128 (2008).
35. E. A. Semenko, 1.1. Romanyuk, E. S. Semenova, et al., Astrophysical Bulletin 72 (4), 384 (2017).
36. E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and E. Y. Kuchaeva, Astronomy Letters 37 (1), 20 (2011).
37. K. T. Wraight, L. Fossati, M. Netopil, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 420 (1), 757 (2012).
38. I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 68 (2), 214 (2013).
Results of Magnetic-Field Measurements with the 6-m Telescope. VI. Observations in 2012
1.1. Romanyuk, A. V. Moiseeva, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, and I. Ya. Yakunin
The paper presents complete results of measurements of the magnetic-field longitudinal component Be and radial velocities VR for 163 objects, mainly main-sequence chemically peculiar stars and standards. Observations were carried out in 2012 at the 6-m BTA telescope using the Main Stellar Spectrograph (MSS) equipped with a Zeeman analyzer. Six new chemically peculiar magnetic stars were discovered: HD 84882, HD 109030, HD 170054, HD 189775, HD 341037, and BD +61°2436. The observations were carried out during 18 nights, 560 circularly-polarized spectra were detected. New data were obtained for 120 magnetic stars (including five standard stars) and 43 non-magnetic stars (including nine standard stars). The radial velocities of all objects were measured; for 46 stars, they were obtained for the first time. Observations of standard magnetic and non-magnetic stars confirm the absence of any significant systematic errors capable of introducing distortions into the measurement results of Be. The paper provides comments on the research results for each of 163 stars.
Keywords: stars: magnetic field—stars: chemically peculiar
