CC BY
17
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2017, том 72, № 4, с. 429-449
УДК 524.35-337
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ ЗВЕЗД, ВЫПОЛНЕННЫХ НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ. IV. НАБЛЮДЕНИЯ 2010 ГОДА
2017 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, Д.О.Кудрявцев, А.В.Моисеева, И.А.Якунин
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 7 августа 2017 года; принята в печать 28 августа 2017 года
В статье приводятся результаты измерений магнитных полей, лучевых скоростей и скоростей вращения для 92 объектов, в основном химически пекулярных звезд Главной последовательности. Наблюдения были выполнены на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа БТА с зеемановским анализатором в 2010 г. Обнаружено 12 новых магнитных звезд: ИЭ 17330, ИЭ 29762, ИЭ 49884, ИЭ 54824, ИЭ 89069, ИЭ 96003, ИЭ 113894, ИЭ 118054, ИЭ 135679, ИЭ 138633, ИЭ 138777, ВЭ+53.1183. Заподозрено наличие поля у ИЭ 16705, ИЭ 35379, ИЭ 35881. Наблюдения стандартных звезд без магнитного поля подтверждают отсутствие систематических ошибок, способных внести искажения в результаты измерения продольного поля. В статье даны комментарии результатов исследования каждой звезды.
Ключевые слова: звезды: магнитное поле — звезды: химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Мы продолжаем цикл работ по изучению магнитных звезд на 6-м телескопе, начатый Романю-ком и др. [1—3] опубликованием полных отчетов об измерениях магнитных полей по данным наблюдений 2007—2009 гг. В настоящей статье представлены результаты измерения магнитных полей химически пекулярных звезд, наблюдавшихся на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА в 2010 г. Научное обоснование работ нашего цикла приведено в предыдущих публикациях. Оборудование, методика наблюдений и обработки данных в общих чертах не претерпели изменений по сравнению с предыдущими годами. Однако некоторые перемены все же имели место. Во-первых, с марта 2010 г. в качестве детектора на ОЗСП начала использоваться новая крупноформатная матрица размером 4600 х 2000 элементов. Во-вторых, методика обработки данных, описанная в работах [1—3], в основных чертах была сохранена, но часть измерений поля была выполнена также с использованием метода регрессии [4].
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Материал, послуживший основой для настоящего исследования, был получен на телескопе БТА
E-mail: [email protected]
в 2010 г. в течение 21 ночи 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). Были получены 184 пары циркулярно-поляризованных спектров для 92 звезд. Список объектов существенно отличается от аналогичного набора предыдущих лет.
Часть наблюдений (в январе и феврале 2010 г.) была проведена, как и в 2009 г., с использованием матрицы ПЗС размером 2000 х 2000 элементов. С 25 марта в наблюдениях используется новая ПЗС-матрица размером 4600 х 2000 элементов. Внедрение новой широкоформатной матрицы позволило расширить одновременно регистрируемый
диапазон спектра до 550 А, что существенно улучшило возможности для наблюдений магнитных полей звезд. В большинстве случаев мы работали в
области спектра от 4450 А до 5000 А.
Первичный анализ спектрального материала (обработка изображений, извлечение спектров, их калибровка и пр.) и измерения магнитного поля по модифицированному методу Бэбкока описаны нами ранее неоднократно, например, в [1—3]. Кроме того, были созданы новые программы,
позволяющие определять продольное магнитное поле звезды методом регрессии, предложенным Баньюло и др. [4]. Этот метод оказался очень полезным при исследованиях быстрых ротаторов со сложными профилями линий, для которых классическая методика измерений приводила к большому рассеянию результатов.
При измерениях магнитных полей звезд с узкими линиями оба метода дают примерно одинаковые результаты, однако для быстрых ротаторов наблюдаются значительные различия. Как правило, величины продольных полей, полученные методом регрессии, оказываются существенно меньшими, чем измеренные классическим способом.
Кроме продольных магнитных полей Be, для каждой звезды были определены лучевые скорости Vr и проекции скоростей вращения на луч зрения ve sin i.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИИ
Результаты измерений магнитных полей представлены в сводной таблице. Колонки таблицы
содержат сведения о названиях звезд в порядке возрастания номера в каталогах HD и BD, о юлианской дате наблюдения, продольном поле Be, лучевой скорости Vr и скорости вращения ve sin i c ошибками измерения а, отношения S/N результирующего спектра. Продольное поле, измеренное стандартным методом Бэбкока, отмечено
буквой «z», методом регрессии — буквой «г», измерения магнитного поля по ядру линии водорода
H@ — буквой «h». Немагнитные звезды-стандарты
в таблице отмечены символом «*», стандартные звезды с хорошо известным законом переменности
продольной компоненты поля обозначены «**».
Курсивом выделены звезды, у которых магнитное
поле обнаружено впервые.
Результаты измерений магнитных полей, лучевых скоростей и скоростей вращения звезд по наблюдениям 2010 г.
Звезда JD (2450000+) Ве±а, Гс Vr±a, км с-1 ve sin i ± а, км с-1 S/N
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
HD653 5488.445 —30 ±110 (z) -100 ±140 (г) +30.2 ± 2.6 80 ±13 200
5554.220 +130 ±110 (z) +320 ±80 (г) — 17.0 ± 3.4 70 ±10 220
HD965 5431.458 —70 ± 20 (z) — 1.0 ±1.8 < 20 170
5459.492 —240 ± 50 (z) —4.5 ± 2.6 200
5461.462 — 140 ± 50 (z) —3.4 ± 2.9 230
5553.174 —340 ± 20 (z) -330 ±40 (г) -1.3±1.0 200
5555.139 —360 ± 30 (z) -330 ±20 (г) —3.2 ± 2.4 140
HD5441 5488.479 —440 ± 20 (z) -450 ±20 (г) +43.6 ±2.4 21 ± 3 190
HD 5797 5255.218 —70 ± 50 (z) -3.3±1.1 < 20 220
HD6757 5431.550 +2800 ± 90 (z) —9.4 ± 2.4 28 ±5 330
HD 16705 5553.192 -3720±1660(z) +720 ±200 (г) — 12.2 ± 2.9 100 ±8 350
HD 17330 5553.225 +150±320(z) -420 ±30 (г) — 13.6 ± 2.8 < 20 400
HD 23924 5554.435 —60 ± 50 (z) —2.1 ± 2.0 40 ±6 300
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс К ±СГ, км с-1 уе эш г ± а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
-50 ±60 (г)
НО 23964 5555.475 -10 ±30 (г) + 10.2 ±1.9 20 ±3 250
НО 29762 5555.456 +300 ±50 (г) +190 ±60 (г) —9.2 ±1.7 32 ±4 250
НО 32549 5488.619 +140 ±80 (г) +60 ±70 (г) +24.3 ± 2.8 61 ± 6 600
5554.495 -250 ±120 (г) +280 ±150 (г) + 10.0 ± 2.9 800
НО 33256* 5202.267 +20 ±20 (г) +110 ±160(И) —21.2 ± 2.4 < 20 500
5488.571 — 10 ± 10 (г) -10 ±10 (г) + 14.6 ± 2.5 400
5554.253 -50 ±10 (г) -50 ±10 (г) +3.6 ±1.5 500
5555.245 0 ± 10 (г) +10 ±10 (г) +6.0±3.1 800
НО 34307 5553.313 -50 ±90 (г) +160 ±180 (г) +29.8 ± 2.8 21 ± 4 300
НО 34968 5553.395 +30 ±250 (г) -170 ±240 (г) +27.9 ± 3.8 105 ±20 300
НО 35101 5553.577 +600 ±950 (г) -30 ±190 (г) — 18.9 ± 2.8 110±30 400
5554.592 +740 ±530 (г) -430 ±190 (г) —25.7 ± 2.5 400
НО 35298 5554.300 -6090 ±300 (г) -3440 ±150 (г) +20.9 ±3.4 50 ±7 400
НО 35379 5552.565 -200 ±110 (г) -250 ±120 (г) +3.7 ± 2.8 45 ±5 300
НО 35456 5554.338 +650 ±70 (г) +640 ±80 (г) + 11.0 ± 2.8 22 ±2 400
НО 35548 5553.294 -10 ±20 (г) +20 ±60 (г) —9.3 ± 2.4 < 20 500
НО 35575 5553.304 -200 ±490 (г) +310 ±270 (г) +24.2 ± 2.9 150 ±10 500
НО 35730 5553.238 +150 ±320 (г) -30 ±220 (г) +22.7 ± 2.7 54 ±6 400
НО 35881 5553.258 -1070 ±590 (г) -ИЗО ±370 (г) + 19.5 ± 3.7 205 ± 20 500
НО 36032 5553.454 -900 ±200 (г) +29.6 ± 3.4 205 ±16 300
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс К +СГ, км с-1 уе эш г + а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
-110 + 230 г)
НО 36313 5554.320 +120 + 120 +560 + 180 г) г) +43.0 + 2.9 27 + 2 400
НО 36485 5553.247 -2350 + 250 -2310 + 120 г) г) +22.1+3.5 40 + 3 400
5553.480 -2330 + 220 -2210 + 190 г) г) 400
5554.263 -2400 + 210 -2270 + 120 г) г) + 15.7 + 2.6 400
5554.481 -2700 + 230 -2570 + 180 г) г) 400
5555.254 -2830 + 260 -2470 + 160 г) г) + 16.4 + 2.4 400
5555.485 -2830 + 320 -2370 + 120 г) г) 300
НО 36526 5553.338 +2730 + 320 +2180 + 170 г) г) +21.5 + 3.4 45 + 5 400
НО 36540 5553.367 +400 + 250 +650 + 300 г) г) + 14.0 + 2.9 80 + 15 400
НО 36629 5553.385 +80 + 50 (; +70 +100 ) г) +35.0 + 3.7 23 + 5 400
НО 36916 5554.347 -950 + 150 -660 + 220 г) г) + 12.7 + 2.9 42 + 5 400
НО 36982 5554.368 +170 + 330 +200 +100 г) г) + 12.6 + 3.4 160 + 20 300
НО 37022 5282.217 -780 + 270 -510 + 110 г) г) +29.6 + 2.8 0 + 10 1000
5284.253 -250 + 280 -40 + 150 г) г) +25.7 + 2.7 800
5552.460 -190 + 250 +20 + 230 г) г) + 19.1+3.7 1000
5553.279 +560 + 560 +110 + 170 г) г) +20.7 + 2.8 1200
5554.275 +90 + 260 -10 + 180 г) г) + 12.4 + 3.7 1000
5555.270 +630 + 170 -80 + 180 г) г) + 16.2 + 3.7 1000
НО 37140 5555.298 -580+ 90 (г) -350+ 90 (г) +23.4 + 2.4 25 + 2 400
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс К ±СГ, км с-1 уе эш г ± а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
НО 37151 5555.503 0 ± 80 (г) +30 ±50 (г) + 18.2 ± 2.7 30 ±3 400
НО 37479 5555.325 -1050 ±1080 (г)
+140 ±330 (г) + 15.0 ± 2.9 100 ±25 400
НО 37525 5555.342 +670 ±1670 (г) +20 ±290 (г) +39.0 ±3.4 150 ±30 400
НО 37687 5555.507 +580 ±40 (г) +490 ±40 (г) + 18.1 ± 2.3 22 ±3 400
НО 37776 5282.183 +8600 ±1700 (г) +2090 ±170 (г) +26.5 ±3.1 600
5284.233 -6200 ±7100 (г) -130 ±290 (г) +23.6 ± 3.7 500
НО 38104 5202.600 +160 ±110 (г) — 110 ± 210(И) +3.8 ±1.1 35 ±5 700
5288.306 0 ± 50 (г) +100 ±280 (И) —2.4 ±1.4 500
НО 38823 5202.600 -220 ±80 (г) -280 ±150 (И) +3.6 ±1.2 36 ±3 300
НО 39317 5554.500 +10 ±110 (г) +50 ±160 (г) — 12.1 ± 2.6 70 ±15 500
НО 45583 5202.348 -2400 ±200 (г) -1650 ±260 (И) +21.4 ± 2.8 80 ±10 400
5284.272 +5320 ±470 (г) +2700 ±100 (г) +24.8 ± 3.8 300
5488.592 +5710 ±620 (г) +2160 ±170 (г) +32.3 ± 2.7 500
5552.485 +2770 ±290 (г) +2650 ±190 (г) +23.4 ± 2.8 400
5553.425 +4810 ±400 (г) +2670 ±190 (г) +30.0 ±2.9 500
НО 49884 5283.302 -100 ±50 (г) -180 ±30 (г) —6.9 ± 2.7 < 20 300
5284.297 — 190 ±40 (г) -125 ±10 (г) +0.3±0.1 400
5552.625 —310 ±40 (г) -290 ±30 (г) —5.5 ± 2.7 200
НО 50169 5282.238 +130 ±50 (г) +80 ±15 (г) + 14.6 ± 2.4 < 20 300
НО 50461 5554.418 + 1550 ±770 (г) +29.5 ± 3.4 80 ±15 400
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве ± а, Гс К +СГ, км с-1 уе эш г + а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
+290+ 220 (г)
НО 51418 5281.438 +520+ 50 (г) -28.3 + 2.6 28 + 5 300
5282.306 -460 ±70 (г) -520 ±40 (г) -33.2 + 2.7 700
5283.318 +360+ 60 (г) +320+ 30 (г) -30.7 + 3.1 400
5284.354 -250+ 40 (г) -200+ 20 (г) -25.1+2.4 500
НО 52711 5288.294 -40+ 20 (г) +30.9 + 2.7 33 + 5 400
НБ 54824 5283.279 -690+ 180 (г) -480+ 50 (г) +27.0 + 2.8 50 + 10 300
5552.604 +470+ 120 (г) +200+ 160 (г) +29.7 + 2.9 350
5553.598 -630+ 70 (г) -470+ 110 (г) +35.5 + 2.9 300
НО 62512 5553.545 -80+ 50 (г) -100+ 50 (г) + 12.0 + 2.8 22 + 5 300
5554.518 -180 + 40 (г) -200+ 70 (г) +4.2 + 3.6 300
НО 65339** 5202.608 +3740+ 100 (г) +2740 + 300(11) -1.2 + 1.0 25 + 5 600
5281.451 +2340+ 190 (г) -2.4 + 1.7 600
5282.285 -3190+ 120 (г) -3080+ 50 (г) -5.7 + 2.4 600
5283.330 +3520+ 170 (г) +3350+40 (г) -8.6 + 3.7 500
5284.329 +3460+ 170 (г) +3030+ 50 (г) -2.4 + 2.1 500
5311.318 -6450+ 150 (г) -3630 + 250(11) -7.7 + 2.9 500
5315.335 +3990+ 90 (г) +2450 + 250(11) -2.1+2.0 400
5348.260 +4050+ 120 (г) +3700+40 (г) -3.2 + 1.3 400
5552.638 -5580 + 190 (г) -11.7 + 2.9 400
НО 89069 5202.658 -400+ 50 (г) -2.5 + 1.1 < 20 400
5311.381 -720+ 30 (г) -260 + 240(11) -12.7 + 2.8 300
5315.395 -250+ 20 (г) -7.8 + 2.9 200
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс К ±СГ, км с-1 уе эш г ± а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
-260 ±30 (г)
НО 90763 5552.668 +180 ±80 (г) -40 ±60 (г) —26.0 ± 3.8 50 ±5 400
5553.592 — 120 ±110 (г) +100 ±100 (г) —25.5 ± 3.4 500
5554.625 +170 ±70 (г) -220 ±130 (г) —32.7 ± 3.6 500
НО 93294 5202.560 -40 ±50 (г) -30 ±310 (И) +25.7 ± 2.6 < 20 400
5348.248 -90 ±20 (г) -80 ±20 (г) +21.3 ±2.1 300
НО 96003 5345.256 -210 ±20 (г) — 13.7 ± 2.4 < 20 600
НО 97633 5552.675 +40 ±20 (г) -30 ±70 (г) —4.9 ± 2.5 25 ±5 1500
5553.673 +10 ±20 (г) -20 ±40 (г) — 1.0 ± 2.9 1000
5554.640 +120 ±30 (г) +40 ±50 (г) —7.5 ± 2.6 1500
НО 108506 5553.708 +370 ±510 (г) -560 ±330 (г) 0.0±1.6 150 ±20 400
5554.633 +160 ±250 (г) +50 ±230 (г) — 16.2 ± 3.4 500
5555.566 -60 ±510 (г) -580 ±250 (г) —5.0 ± 3.9 400
НО 110066 5345.244 -220 ±10 (г) — 13.9 ± 2.7 < 20 500
НО 112413** 5202.581 -880 ±50 (г) -680 ±70 (И) +7.1 ±2.4 3000
5281.468 +860 ±80 (г) +1.9 ±0.8 3000
5345.230 -820 ±59 (г) — 1.7 ±1.3 2000
НО 113894 5553.645 +990 ±40 (г) +900 ±30 (г) +8.2 ± 2.4 23 ±3 300
5554.650 +840 ±40 (г) +870 ±30 (г) +1.6 ± 2.6 300
5555.579 +760 ±30 (г) +690 ±60 (г) +4.6 ±2.1 300
НО 114125 5282.42 +20 ±80 (г) -50 ±40 (г) —56.1 ±3.1 25 ±5 400
5345.279 +20 ±50 (г) —59.7 ± 2.4 300
НО 118054 5553.658 -420 ±190 (г) — 10.4 ± 2.5 65 ±5 300
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве ± а, Гс К +СГ, км с-1 уе эш г + а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
0 + 140 (г)
5554.662 -580 ±130 (г) -890+ 210 (г) -17.8 + 2.6
НО 135297 5282.405 +50+ 50 (г) +70+ 30 (г) -44.5 + 2.9 27 + 5 500
5345.324 -170+ 30 (г) -41.3 + 2.6 400
НО 135679 5555.591 + 1120+40 (г) +960+ 20 (г) +0.8 + 2.1 < 20 410
НО 137909** 5202.590 +430+ 50 (г) +270 + 70(11) +9.2 + 1.1 < 20 1800
НБ 138633 5282.470 +310+ 30 (г) +350+ 20 (г) -14.6 + 2.8 < 20 300
5287.489 -290+ 20 (г) -210 + 370(11) -4.7 + 2.1 300
НБ 138777 5348.300 +2150 + 60 (г) +2000+40 (г) -46.3 + 2.7 25 + 5 250
НО 149046 5345.335 -105+ 150 (г) -28.3 + 3.8 25 + 5 250
НО 152107** 5287.450 + 1180+40 (г) +290 + 300(11) +7.2 + 2.1 30 + 5 1000
НО 157740 5555.669 +130+ 70 (г) +130+ 60 (г) +6.5 + 3.1 25 + 5 300
НО 158450 5287.518 -4280+ 110 (г) -2320+420(11) -12.7 + 2.4 27 + 5 300
5315.420 -4430+ 150 (г) -3640+40 (г) -16.4 + 2.8 250
5345.367 -100+ 65 (г) -19.6 + 2.7 300
5348.435 -4480+ 130 (г) -3900+ 50 (г) -18.2 + 2.4 250
НО 158974* 5287.458 +20+ 10 (г) +60 + 460(11) -23.6 + 2.7 25 + 5 400
5345.385 -20+ 10 (г) -34.3 + 3.4 600
5406.468 — 10 +10 (г) -30.3 + 2.9 400
НО 168856 5287.581 5315.562 +360+ 190 (г) -70 + 280(11) — 1110 + 320 (г) -250+ 180 (г) -21.8 + 2.6 300 400
НО 169191* 5460.252 -20+ 10 (г) -17.0 + 2.8 < 20 500
5461.284 +142+ 10 (г) -22.0 + 2.9 500
5553.102 0 + 10 (г) -14.0 + 2.8 500
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс К ±СГ, км с-1 уе эш г ± а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
+10 ±10 (г)
НО 178308 5348.348 +20 ±120 (г) -140 ±160 (г) —24.8 ± 2.9 75 ±10 400
5554.125 +240 ±260 (г) +130 ±130 (г) —25.7 ± 2.6 400
НО 178892 5460.235 +4580 ±200 (г) — 10.9 ± 2.7 30 ±5 400
5461.268 +2790 ±170 (г) — 17.2 ± 3.8 300
НО 182180 5348.500 -4000 ±1200 (г) -750 ±310 (г) +5.4 ± 2.8 200 ± 30 500
НО 198920 5406.527 +10 ±20 (г) +10 ±10 (г) + 18.7 ± 3.4 30 ±5 300
НО 199180 5287.592 -340 ±60 (г) -350 ±300 (И) — 17.3 ± 2.8 27 ±5 300
НО 201174 5345.407 + 1810 ±90 (г) — 13.8 ± 3.4 25 ±5 400
5459.442 +710 ±90 (г) — 10.6 ± 2.7 300
5460.193 +2110 ±50 (г) —4.6 ± 2.8 300
5554.190 +680 ±100 (г) +480 ±60 (г) — 16.5 ± 3.4 300
5555.159 +2070 ±80 (г) + 1930 ±40 (г) —9.9 ± 3.4 350
НО 201601** 5287.600 — 1190 ±30 (г) -630 ±460 (И) — 18.3 ± 2.0 < 20 1000
5431.480 -1230 ±30 (г) — 14.9 ± 2.7 700
5460.218 -1050 ±30 (г) —20.3 ± 2.9 1000
5461.250 -1070 ±50 (г) — 19.1 ± 2.8 1000
5488.357 -1020 ±50 (г) — 14.4 ± 3.8 600
5553.160 — 1130 ±30 (г) -1000 ±30 (г) — 16.6 ± 2.7 900
5554.100 -1050 ±40 (г) — 16.3 ± 2.6 1000
5555.100 — 1120 ±40 (г) -960 ±30 (г) — 16.7 ± 2.4 1000
Н0217401 5488.381 -30 ±70 (г) -80 ±70 (г) +1.4 ± 2.6 55 ±10 350
5554.240 -140 ±90 (г) -30 ±50 (г) —9.0 ±3.1 250
НО 225627 5348.470 +340 ±60 (г) +320 ±50 (г) + 16.3 ± 2.8 30 ±5 300
5554.162 -60 ±40 (г) -20 ±40 (г) + 11.1 ±3.1 300
Продолжение
Звезда ЛБ (2450000+) Ве ± <т, Гс К +СГ, км с-1 уе эш г + а, км с-1 5/ЛГ
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
НО 258686 5202.304 +5750+ 320 (г) +6880+450(11) + 15.4 + 2.1 35 + 5 300
НО 261937 5554.556 -720+ 970 (г) +420+ 100 (г) + 16.0 + 3.1 130 + 10 200
5555.523 -1050 + 1460 (г) -150+ 70 (г) + 15.8 + 3.4 250
НО 279021 5554.458 + 1040 + 90 (г) +860+ 120 (г) +1.3 + 1.2 35 + 5 250
5555.375 +470+ 90 (г) +490+ 70 (г) +2.9 + 1.2 250
НО 281367 5555.416 + 1250 + 1100 (г) -140+ 100 (г) +46.9 + 3.7 45 + 5 200
НО 343872 5281.527 5282.508 +2870+ 140 (г) + 1900 + 160 (г) + 1380+ 30 (г) -2.9 + 1.4 25 + 5 200 250
5283.524 0 + 100 (г) -10.3 + 2.4 300
5284.604 -820+ 150 (г) -930+ 30 (г) -5.6 + 2.4 160
5287.552 +4340+ 90 (г) +4420+410(11) -3.7 + 2.0 200
5348.395 +4280+ 120 (г) +3760+40 (г) -4.0 + 2.8 200
В В + 53° 1183 5202.630 — 110 +120 (г) +8.4 + 1.4 50 + 5 250
5311.347 + 1030 + 100 (г) -280 + 510(11) +0.3 + 2.1 250
5315.365 —810 + 110 (г) -510+ 79 (г) +0.9 + 2.8 250
ВБ + 38°2360 5555.635 -50+ 70 (г) +70+ 50 (г) -14.8 + 2.9 45 + 5 300
ВБ +37°431 5555.169 +10+ 30 (г) 0 + 40 (г) -10.3 + 1.6 30 + 5 250
ВБ +36°363 5488.538 +380+ 480 (г) +50+ 100 (г) +9.8 + 2.9 100 + 15 250
ВБ +00°4535 5406.499 -570+ 130 (г) -250+ 40 (г) -49.8 + 3.4 23 + 5 200
5553.130 -1990+ 120 (г) — 1410 + 60 (г) -36.1+3.6 200
ВБ - 12°2366 5552.522 -100+ 100 (г) +20+ 40 (г) +32.9 + 2.8 40 + 5 170
Продолжение
Звезда ЛО (2450000+) Ве±а, Гс Уг±я, км с-1 уе эш г ± <т, км с-1 Б/М
(1) (2) (3) (4) (5) (6)
5553.635 +70 ±70 (г) +100 ±80 (г) +37.9 ± 2.7 170
N00 752-105 5555.215 -970 ±620 (г) —5.9 ±3.1 75 ±10 150
о иМа* 5281.460 -30 ±20 (г) +23.7 ±2.1 23 ±5 400
5282.294 +90 ±20 (г) +110 ±10 (г) + 18.6 ± 3.4 500
5283.340 — 110 ± 30 (г) -140 ±10 (г) + 14.4 ± 2.4 800
5284.336 0 ± 10 (г) 0 ± 10 (г) +20.7 ±3.4 800
5311.311 -20 ±10 (г) +22.0 ± 2.8 1300
5315.328 -40 ±10 (г) +21.2 ± 3.7 1300
5348.268 0 ± 10 (г) 0 ± 10 (г) + 19.7 ± 2.7 900
5459.470 -50 ±50 (г) + 17.0 ± 2.8 800
5552.644 -190 ±10 (г) -240 ±20 (г) + 15.8 ±1.8 1000
4. КОММЕНТАРИИ
В данном разделе приведены комментарии к информации об отдельных звездах. В случае, если они наблюдались нами ранее и уже описаны в статьях [1—3], дана соответствующая ссылка. Больше внимания уделено звездам, которые в 2010 г. наблюдались впервые. Мы сохраняем традиционную последовательность комментариев, принятую в предыдущих статьях.
4.1. Немагнитные звезды-стандарты
В качестве немагнитных звезд-стандартов мы используем холодные медленно вращающиеся звезды с большим количеством узких линий. У таких объектов нет сильного общего магнитного поля, а точность измерений поля очень высокая.
4.1.1. НО 33256
Звезда спектрального класса F5. Используется нами в качестве стандарта нуля. Как видно из таблицы, во всех случаях рассеяние не превышало 50 Гс, что вполне соответствует ожидаемой точности.
4.1.2. НО 71369= о иМа
Стандарт нуля. Получено десять измерений поля. За исключением одной ночи (ЛЭ=2455552.644), систематические ошибки находятся в пределах 100 Гс. Возможно, что большое отклонение от нуля в указанную ночь связано с недостаточно хорошей юстировкой новой большой матрицы в начальный период ее эксплуатации.
4.1.3. НО 158974
Стандарт нуля. В 2010 г. систематические ошибки измерений не превышали 16 Гс. Детали представлены в работах по результатам 2007—2009 гг. [1—3].
4.1.4. НО 169191
Стандарт нуля. Видим, что в 2010 г. систематические ошибки измерений не превышали 20 Гс, за исключением одного случая (ЛЭ = 2455461.284) 142 ± 10 Гс. По-видимому, имели место ошибки гидирования звезды на щели спектрографа. При коротких экспозициях она могла уйти со щели, и наблюдатели не успели этот уход компенсировать.
Измерения звезд-стандартов нуля показывают, что в целом нет систематических ошибок, способных привести к искажению полученных результатов. Тем не менее в отдельных случаях имеют место более существенные отклонения, поэтому, если
наблюдения показывают, что звезда имеет поле Ве менее 100 Гс, мы не считаем звезду магнитной даже при очень маленьких формальных ошибках измерений.
4.2. Магнитные звезды-стандарты В качестве магнитных стандартов выбираются химически пекулярные звезды с надежно определенными кривыми переменности продольного поля Ве.
4.2.1. НО 65339 = 53 Сат
Одна из наиболее изученных магнитных СР-звезд. Ее наблюдения нами проводятся систематически с целью стандартизации наблюдений [1—3]. В 2010 г. было выполнено девять наблюдений этого объекта. Наши результаты могут быть использованы при изучении долговременной переменности звезды.
4.2.2. НО 112413= а2 Суп
Звезда с хорошо известной кривой продольного поля, наиболее яркая из всех известных магнитных СР-звезд. Наблюдается с калибровочными целями. Как и ранее, результаты наших измерений поля соответствуют эфемеридным. Ежегодно публикуются десятки работ, посвященные изучению этой звезды, в том числе детальным исследованиям ее магнитного поля.
4.2.3. НО 137909= в СгВ
в СгВ — очень хорошо изученная, вторая по яркости магнитная СР-звезда. Использовалась для калибровки данных в качестве стандарта магнитного поля.
4.2.4. НО 152107 = 52Нег
52 Нег — хорошо изученная СР-звезда, удобная для целей калибровки, так как продольная компонента поля Ве имеет постоянную положительную полярность. В наблюдениях 2010 г. получено хорошее совпадение с данными предыдущих исследований. Звезда двойная, с периодом обращения около 56 лет [5], поэтому наблюдается переменность лучевой скорости.
4.2.5. НО201601 =7 Едц
7 Equ — магнитная звезда с самым большим периодом вращения (около 100 лет). В 2010 г. выполнено восемь измерений поля, средняя величина Ве за год равна —1107 ± 26 Гс (по классическому методу Бэбкока). Это означает, что из-за вращения звезды ее продольное поле Ве начинает уходить из фазы отрицательного экстремума. Оценка поля методом регрессии несколько меньше величины, полученной классическим способом. Систематические изменения лучевой скорости по сравнению с 2009 г. не отмечены. Средняя величина Уг = —17.1 ± 0.7 км с-1 в пределах ошибок совпадает с оценкой Simbad —Уг = —16.5 км с-1.
4.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в 2010 г.
4.3.1. НО 965
Очень медленно вращающаяся магнитная звезда типа SгCгEu. Период ее вращения достигает 20 лет. Магнитный мониторинг звезды проводится нами регулярно на протяжении более 15 лет. Предварительные результаты опубликованы в работе [6]. В 2010 г. продольное поле Ве перешло из области положительных в область отрицательных значений. Средняя за год величина Ве составляет —230 Гс. Лучевая скорость звезды примерно такая же, как и в 2009 г. Отметим, что в статье 2009 г. имеется досадная опечатка: в дату ЛЭ=2455075.438 лучевая скорость составляет —5.8 км с-1, а не +9.8 км с-1, как ошибочно напечатано в указанной статье. Признаки двойственности НО965 нами не обнаружены.
4.3.2. НО 5441
SгCгEu — звезда спектрального класса А2. Первые измерения ее магнитного поля были выполнены нами в 2009 г. Одно измерение 2010 г. дало такую же величину Ве = —440 ± 30 Гс. Линии очень узкие и резкие. Классический зеемановский и метод регрессии дают одинаковую величину поля. Другие детали о звезде см. в работе [3]. Параллакс GAIA п = 2.60 м.с.д., переменная лучевая скорость звезды +43 км с-1 (по сравнению с + 18 км с-1 и +37 км с-1 в 2009 г.) указывает на двойственность. Таким образом, обнаружена новая магнитная двойная звезда.
4.3.3. НО 5797
Магнитное поле этой звезды было обнаружено нами ранее (см. статью [7]). Семенко и др. исследовали ее в работе [8]. Лучевая скорость, измеренная в 2010 г., была около —3.5 км с-1, она систематически отличается от таковой в 2009 г. Подтверждаем, что звезда двойная.
4.3.4. НО 6757
Магнитная звезда с сильной депрессией в континууме. История ее изучения детально описана в работах [1, 2]. В работе [7] мы сообщили об обнаружении у нее поля. Одно измерение 2010 г. (+2800 Гс) подтверждает наличие сильного поля, продольный компонент которого имеет постоянную положительную полярность со слабой переменностью относительно среднего значения (около +2700 Гс). Звезда — кратная система, главный компонент которой обладает магнитным полем. Подробнее она изучена в недавней работе [9].
4.3.5. HD 16705
Химически пекулярная звезда с ослабленными линиями гелия [10] в рассеянном скоплении NGC 1039 возрастом lgt = 8.26 (по данным базы VIZIER).
Попытка измерить магнитное поле выполнена впервые. Из-за очень широких линий со сложными профилями величину Be надежно измерить не удалось. Наличие поля можно только заподозрить. Мы оцениваем проекцию скорости вращения на луч зрения ve sin i = 100 кмс-1. В той же базе VIZIER в нескольких цитируемых публикациях приведен период вращения звезды P = 9d944, но мы считаем его ошибочным. Так как экваториальная скорость вращения звезды не менее 100 кмс-1, период ее вращения не может превышать двух суток. В 2010 г. лучевая скорость была Vr = —12.2 кмс-1. В нескольких каталогах указано наличие слабого спутника на расстоянии около 20". По-видимому, это оптическая пара.
4.3.6. HD17330
Новая магнитная звезда. Первая попытка измерить поле осуществлена в 2010 г. Звезда была заподозрена магнитной, так как поле было обнаружено только методом регрессии, а классический метод не позволил его обнаружить. Выполненные в последующие годы измерения подтвердили у звезды наличие магнитного поля, продольный компонент которого Be достигает величины —400 Гс. По данным каталога Ренсона и Манфруа [10], у звезды класса B7 усилены линии кремния. В базе SIMBAD приведена лучевая скорость звезды Vr = —2.5 кмс-1; она отличается от измеренной нами — —13.6 кмс-1. В той же базе SIMBAD отмечается, что звезда двойная, спутник 11 зв. величины находится на расстоянии 10". Линии в спектре очень узкие, величина ve sin i не превышает 20 км с-1. Скорее всего, наблюдатель видит звезду под небольшим углом i .
4.3.7. HD 29762
Новая магнитная звезда. В спектре наблюдается большое количество узких и резких линий, поэтому можно выполнить высокоточные измерения.
4.3.8. HD 35298
Как магнитная звезда была обнаружена Борра [11]. В 2010 г. были получены наши первые зееманов-ские спектры звезды. В дальнейшем наблюдения продолжались, построены кривая переменности продольного поля и магнитная модель звезды (Якунин [12]). Результаты измерений сильно зависят от применяемой методики. Регрессионный анализ дает поле в два раза меньше, чем классический
метод Бэбкока. В базе SIMBAD приведено значение лучевой скорости Vr = +30 кмс-1, близкое к найденному нами. Сведений о двойственности нет.
4.3.9. HD 35379
Химически пекулярная звезда. В каталоге [10] приведена пекулярность SiSr. По одному измерению 2010 г. можно заподозрить наличие магнитного поля. Звезда слабо изучена, другие наблюдения не выполнялись. В спектре много линий: ve sin i = 45 км с-1, Vr = +3.7 км с-1.
4.3.10. HD 35456
Известная магнитная звезда, поле у нее нашел Борра [11]. В 2010 г. поле нами также было детектировано. Впоследствии мы продолжили наблюдения HD 35456; результаты наших измерений поля опубликованы в статье Романюка и др. [13].
4.3.11. HD 35881
Звезда с ослабленными линиями гелия, член ассоциации Орион ОВ1а. Вращение очень быстрое: ve sin i = 200 кмс-1. В 2010 г. были проведены первые наблюдения с зеемановским анализатором. Точность определения поля очень низка. Впоследствии наблюдения были продолжены и результаты опубликованы в работе Романюка и др. [13]. Мы заподозрили, что звезда является магнитной.
4.3.12. HD 36313
Ранее известная магнитная звезда. Поле обнаружил Борра [11]с использованием бальмеровского магнитометра. Однако наше наблюдение 2010 г., выполненное по узким линиям металлов, наличия поля не показало (см. таблицу). Дальнейшие наблюдения подтвердили, что звезда магнитная. Полем обладает главный компонент — быстрый ротатор: в его спектре наблюдается несколько сильно уширенных вращением линий. Узкие линии в спектре принадлежат вторичному компоненту — более холодной немагнитной звезде — медленному ротатору. Детали описаны в работе Романюка и др. [13]. Член ассоциации Орион ОВ1. Методом спекл-интерферометрии (Балега и др. [14]) найден спутник на расстоянии 0" 15.
4.3.13. HD 36485
Мы провели шесть измерений поля (по два в каждую из трех подряд декабрьских ночей 2010 г). Поле отрицательной полярности на 20% меньше при измерениях методом регрессии по сравнению с классическим методом Бэбкока. Звезда с усиленными линиями гелия, член ассоциации Ори-онОВ1Ь, спектрально-двойная. В базе SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +21 кмс-1, что близко к нашим результатам. Найденное нами поле несколько меньше, чем приведено в литературе при измерениях водородным магнитометром Ландстри-та [15].
4.3.14. НО 36526
Наше измерение 2010 г. подтвердило наличие очень сильного магнитного поля звезды, описанного в работе [11]. Впоследствии мы выполнили еще ряд измерений и определили период вращения НО 36526. Результаты опубликованы в статье Романюка и др. [13].
4.3.15. НО 36540
Звезда с ослабленными линиями гелия. Магнитное поле обнаружено, что подтвердило результат Бор-ра [11]. В дальнейшем измерения были продолжены. Есть сведения, указывающие на то, что поле звезды достаточно слабое — продольное не превышает 1 кГс. Результаты детального исследования звезды опубликованы в работе Романюка и др. [16].
4.3.16. НО 36916
Магнитное поле звезды было обнаружено Борра и др. [17] в ходе выполнения большого магнитного обзора звезд с ослабленными линиями гелия. Мы подтвердили наличие поля. Наши последующие измерения позволили исследовать переменность продольной компоненты поля [16].
4.3.17. НО 37022
Горячая звезда (спектральный класс 07) — член кратной системы в1 ОпС. Нами выполнено шесть измерений поля. Величина измеренного поля до 500 Гс находится согласии с результатами, опубликованными ранее в литературе [18]. Линии в спектре имеют очень сложный профиль. Измерения поля затруднены. Лучевые скорости переменны. Звезда магнитная, хотя формально не входит в список пекулярных звезд Ренсона и Манфруа [10]. Наблюдается умеренная линейная поляризация (около 0.4%), связанная, по-видимому, с тем, что звезда находится в Большой Туманности Ориона.
4.3.18. НО 37140
Продольное магнитное поле звезды обнаружено Борра [11] и является переменным — в пределах от — 1050 до +400 Гс. Наше единственное измерение 2010 г. дает величину Ве около —500 Гс по методу Бэбкока и —400 Гс — методом регрессии. Лучевая скорость в базе SIMBAD Уг = +14.7 км с-1, что существенно отличается от полученного нами значения. В каталоге двойных звезд Вашингтонской обсерватории НО 37140 представлена как двойная. На расстоянии 0'! 1 найден спутник. Линии в спектре узкие и резкие, что позволяет выполнить высокоточные измерения магнитного поля звезды.
4.3.19. НО 37479
Известная магнитная звезда а ОпЕ. В работе [19] выполнены 22 измерения на водородном магнитометре по линиям Нр и Не Л = 5876 А. С элементами ЛБ(рпш.шт) = 2442778.819 + 119801, В1 = 2150 ± 120 Гс, Во = 660 ± 60 Гс, фо = 0.474 построена кривая. Одно наше измерение 2010 г. не показало наличия поля, широкие линии не позволили его измерить по металлам. Необходимы измерения по водороду.
4.3.20. НО 37687
Звезда с ослабленными линиями гелия, член ассоциации Орион ОВ1с. Одно наблюдение дало величину продольного поля порядка +500 Гс в полном согласии с результатами Аипеге е1 а1. [20], полученными в 2004 и 2005 гг.
4.3.21. НО 37776
В 2010 г. проведены два наблюдения этой уникальной магнитной звезды. Поле, измеренное по методу Бэбкока, очень сильно отличается от полученного методом регрессии. Звезда наблюдалась с калибровочными целями. Детальнее с этим уникальным объектом можно ознакомиться в статье Кочухова и др. [21]. Лучевая скорость в пределах ошибок совпадает с приведенной в базе SIMBAD, что свидетельствует в пользу того, что звезда одиночная.
4.3.22. НО 38823
Магнитное поле обнаружено нами в наблюдениях на БТА (Kudгyavtsev е1 а1. [7]). Продольный компонент меняется от —2500 до +1500 Гс, однако кривая не построена до настоящего времени. Наблюдение 2010 г. пришлось на фазу, когда Ве было близко к нулю. Лучевая скорость в пределах ошибок совпадает с указанной в базе SIMBAD.
4.3.23. НО 45583
Магнитное поле звезды найдено нами (см. [7]), подробно история ее магнитных исследований приведена в работе [3]. Продольный компонент меняется с большой амплитудой, кривая переменности не синусоидальна. Лучевая скорость показывает слабую переменность. В базе SIMBAD приведена величина Уг = +22.8 км с-1.
4.3.24. НО 49884
Новая магнитная звезда. Спектральный класс А0, пекулярность Sг. Три измерения 2010 г. показали наличие слабого поля, продольный компонент которого имеет отрицательную полярность. Линии очень узкие. Возможно, лучевая скорость переменная.
4.3.25. HD 50169
Одно измерение 2010 г. показало, что продольное поле этого сверхмедленного ротатора находилось в фазе периода, когда наблюдается магнитный экватор звезды. Виден переход от отрицательной к положительной полярности продольного поля. Детальнее история изучения магнитного поля объекта описана в работе [1]. Лучевая скорость Vr = +14.6 км с-1 в полном согласии с представленной в базе SIMBAD (Vr = +13.2 км с-1).
4.3.26. HD 50461
Звезда имеет большую депрессию Да = 0.052. Нами обнаружено магнитное поле (см. [7]), результаты последующих измерений представлены в [2]. Одно измерение 2010 г. показало наличие поля положительной полярности. Линии в спектре уширены вращением, поэтому высокой точности измерений достичь не удалось. В базе SIMBAD Vr = +38.1 км с-1, что отличается от найденной нами величины Vr = +29.5 км с-1.
4.3.27. HD 51418
Редкая магнитная звезда с аномалиями гольмия и диспрозия [22]. Четыре измерения, выполненные в 2010 г., показали наличие магнитного поля. Элементы фотометрической переменности — JD(max V) = 2441241.654 + 5 d4379. Магнитный максимум совпадает с максимумом блеска. Результаты наших измерений лучевой скорости систематически отличаются от представленных в базе SIMBAD: Vr = -22.5 км с-1. В работе Балеги и др. [14] у звезды найден спутник на расстоянии 0". 15, слабее на три звездные величины.
4.3.28. HD 54824
Новая магнитная звезда, обнаруженная нами в 2010 г. Все три измерения показали наличие магнитного поля. Двойная звезда ADS 5852AB с усиленными линиями стронция. Лучевая скорость переменная, ve sin i = 50 км с-1.
4.3.29. HD 89069
Новая магнитная звезда, поле видно на всех трех спектрах 2010 г. Согласно каталогу Ренсона и Манфруа [10], имеет пекулярности SrCrEu. Линии в спектре очень узкие, точность измерений поля высокая. Период вращения звезды около 18 суток (Catalano et al. [23]). Методом спекл-интерферометрии обнаружен спутник [24] на расстоянии 3'/5. Наши наблюдения показали, что лучевые скорости переменны, но оценки отличаются от Vr = -10.7 км с-1 (SIMBAD).
4.3.30. HD 9600,3
Новая магнитная звезда. Одно измерение 2010 г. показало наличие слабого поля отрицательной полярности. Ранее сведения о магнитном поле звезды не публиковались. Дальнейшие исследования подтвердили наличие магнитного поля [9]. Vr = —1.1 км с-1 (SIMBAD), что существенно отличается от нашего значения. Звезда двойная и магнитная.
4.3.31. HD110066
Проведен мониторинг магнитного поля этой очень долгопериодической звезды. Одно измерение 2010 г. дало величину продольного магнитного поля около —200 Гс. Результаты предыдущих измерений приведены в работе Романюка и др. [1].
4.3.32. HD113894
Нами обнаружена новая магнитная звезда. Все три измерения 2010 г. показали поле положительной полярности. Линии в спектре очень узкие, точность измерений высокая. В каталоге Ренсона и Манфруа [10] отмечается пекулярность SrCrEu. Период вращения звезды не менее 10 суток. Наблюдения звезды были продолжены. В базе SIMBAD приведено значение Vr = +10 км с-1, что достаточно существенно отличается от измеренных нами. Наши измерения, выполненные в течение трех ночей подряд, показывают значительное рассеяние в определении лучевых скоростей, но тем не менее не выходят за пределы формальных ошибок. Среднее из трех полученных нами значений — +4.8 ± 1.9 кмс-1. Есть подозрение, что система двойная.
4.3.33. HD118054
Новая магнитная звезда, обнаруженная нами в 2010 г. Поле Be меньше 1 кГс, отрицательной полярности. Мы определили величину проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i = 65 кмс-1. Согласно каталогу [10], звезда имеет тип пекулярности SrEuCr. Визуально-двойная ADS8954. В базе SIMBAD Vr = —14.4 кмс-1, что соответствует нашим измерениям.
4.3.34. HD138633
Новая магнитная звезда, поле обнаружено нами впервые в 2010 г. Пекулярность SrCrEu. Продольный компонент поля находится в пределах 300 Гс. Химический состав и эволюционный статус изучались в работе Титаренко и др. [25], Линии очень узкие, и точность измерений высокая.
4.3.35. НО 138777
Новая магнитная звезда с сильным полем. Одно измерение 2010 г. дало величину +2100 Гс. Линии узкие, их много. Точность измерений высокая. Согласно каталогу [10], тип пекулярности SгEu. Данных о лучевой скорости в литературе нет. Наше одно измерение: Уг = —46 км с-1.
4.3.36. НО 158450
Звезда с очень сильным полем. Обнаружена нами (Kudгyavtsev et а1. [7]). Четыре измерения 2010 г. показали, что экстремальное значение продольной компоненты поля доходит до —4500 Гс. В дальнейшем магнитный мониторинг звезды был продолжен. В базе SIMBAD приведена лучевая скорость Уг = —22.0 км с-1, возможно, переменная. В 2009 г. нами была определена лучевая скорость —19.3 кмс-1, средняя за 2010 г. — Уг = —16.8 км с-1. Вариации Уг небольшие, в пределах ошибок.
4.3.37. НО 168856
Пекулярная звезда с усиленными линиями кремния. Магнитное поле нашла Hubгig [26]. Продольный компонент Ве = —600 Гс. Детали — в работе [3]. В 2010 г. выполнено два измерения, одно из них подтвердило наличие сильного поля у звезды. Лучевая скорость Уг = —9.8 км с-1, приведенная в базе SIMBAD, отличается существенно от нашего значения Уг = —21.8 км с-1.
4.3.38. НО 178892
Магнитное поле звезды было найдено нами в 2003 г., опубликована подробная статья [27]. Так как звезда обладает сильнейшим полем, интерес представляет регулярный мониторинг с целью поиска долговременных вариаций Ве. Выполненные в 2010 г. два измерения показывают сильное поле. Переменность лучевой скорости на протяжении 2009 и 2010 гг. не обнаружена. В базе SIMBAD данных о Уг нет.
4.3.39. НО 199180
Звезда с пекулярностями кремния и хрома. В наблюдениях 2010 г. видны некоторые признаки поля. Ранее (результаты 2009 г.) мы обнаружили поле звезды. Лучевая скорость имеет то же значение, что и годом ранее — Уг = —16.9 км с-1.
4.3.40. НО 201174
Продолжали выполняться магнитный мониторинг звезды, начатый нами в 2006 г. (Романюк и др. [1]). В 2010 г. проведено пять наблюдений. Продольное поле имеет положительный знак и меняется от 500 Гс до 2 кГс. Наблюдается достаточно сильный разброс значений лучевых скоростей.
4.3.41. HD225627
Пекулярная звезда с большой депрессией и аномалиями стронция. Ранее (в 2009 г.) мы посчитали звезду магнитной. В 2010 г. одно измерение из двух подтвердило наличие у звезды поля. Линии в спектре узкие. Переменность лучевой скорости находится в пределах ошибок.
4.3.42. HD258686
Магнитное поле найдено нами [7]. Поле у звезды очень сильное — доходит до +7 кГс (продольный компонент). В 2010 г. выполнено одно измерение. Пекулярность кремниевого типа. Период вращения пока не найден. ADS5139A — спутник на расстоянии 1 '/5. Редкий случай, когда поле по ядру водородной линии больше, чем определенное по классической методике. Построена предварительная кривая переменности Be с периодом 1.5115 суток.
4.3.43. HD 261937
Магнитное поле звезды впервые измерялось нами в 2008 г. (результаты опубликованы в [2]). Два измерения 2010 г. дают указания на то, что звезда магнитная. Для звезды спектрального класса О7 — достаточно редкий случай. В каталоге [10] отсутствует. Двойная звезда. В базе SIMBAD отмечена как молодой звездный объект. Член рассеянного скопления NGC 2264 возрастом logt=7.0. Отмечается межзвездная линейная поляризация 0.2%.
4.3.44. HD 279021
Магнитная звезда, найденная нами [2]. Линии узкие, их много. Точность измерений поля высокая. Период P = 2d80 суток. Два измерения 2010 г. подтверждают наличие поля. Звезда имеет тип пекулярности SrCrEu. Сведения о лучевой скорости в литературе не найдены.
4.3.45. HD 343872
Как магнитная обнаружена нами. Детали — в работе с результатами наблюдений 2008 г. [2]. Поле впервые найдено в работе Елькина и др. [28]. Мониторинг звезды продолжается с целью получение магнитной кривой и построения модели поля. В 2010 г. выполнено шесть измерений: найденная методом регрессии величина поля оказывается в среднем меньше на 15% по сравнению с полученной классическим методом.
4.3.46. BD +53° 1183
По трем измерениям 2010 г. нами обнаружена новая магнитная звезда. Линии узкие, период неизвестен, но превышает несколько суток. В каталоге [10] приведена как имеющая пекулярности стронция и хрома. Звезда слабо изучена: в литературе нет сведений о лучевой скорости и параметрах вращения. Судя по нашим данным, лучевая скорость переменная, ve sin i = 50 км с-1.
4.3.47.BD + 00°4535
Магнитное поле величиной 3 кГс обнаружено нами в 2009 г. В дальнейшем наличие сильного поля подтвердилось: два измерения 2010 г. дали поле —0.5 кГс и 2 кГс по классической методике и на 20% меньше — при использовании метода регрессии. Мониторинг продолжается для получения фазовой магнитной кривой.
4.4. СР-звезды, у которых в наблюдениях 2010 г. поле не обнаружено
4.4.1. HD653
Химически пекулярная звезда спектрального класса А0. Тип пекулярности CrEu. Включена в список SuperWASP (Paunzen [29]). В этой работе найден период вращения P = 1d0854 суток. Первые магнитные измерения выполнены нами в 2008 г. [2]. Они не показали наличия поля, так же, как и два измерения 2010 г. В спектре наблюдаются многочисленные линии, достаточно узкие и резкие. Мы обнаружили, что звезда является спектрально-двойной. Линии второго компонента хорошо видны в наблюдениях, выполненных в JD = 2455488.445; через два месяца разделения компонентов не видно. Лучевая скорость главного компонента в указанные две даты сильно различается. Проекция скорости вращения главного компонента ve sin i оценивается примерно в 75 км с-1. Можно предположить, что вторичный компонент является медленным ротатором (ve sin i 20 км с 1), он слабее примерно на одну звездную величину. По данным GAIA параллакс — п = 2.93 м.с.д.
4.4.2. HD 23924
Член скопления Melotte 22 (Плеяды), в каталог [ 10] включена, но тип пекулярности не обозначен. Спектр А7р. Магнитное поле не найдено, так же, как в 2007 и 2009 гг. [1, 3]. Лучевая скорость переменная, звезда спектрально-двойная. По-видимому, это Am-звезда. Дальнейшие наблюдения объекта нецелесообразны.
4.4.3. НО23964
Член скопления МеЫ4е22 (Плеяды). В каталоге Ренсона и Манфруа [10] отсутствует. Спектрально-двойная. Магнитное поле на обнаружено.
4.4.4. НО 32549
Химически пекулярная звезда с аномалиями кремния и хрома. Имеется депрессия на 5200 А. Измерения 2010 г. не показывают наличия поля, так же, как и все наши предыдущие измерения (детально см. статьи [2, 3]). В работе Орьера и др. [20] выполнен достаточно длинный ряд наблюдений этой звезды с высоким спектральным разрешением, и в некоторых случаях авторам удалось зарегистрировать продольное поле величиной 150—200 Гс. Возможно, объект имеет слабое магнитное поле. Похоже, что лучевая скорость переменная: Уг = +16.2 км с-1 в базе SIMBAD; мы получили величину +31 км с-1 в 2009 г. и два разных значения в 2010 г.
4.4.5. НО 34307
Двойная звезда ADS 3857АВ. В каталоге Ренсона и Манфруа [10] отсутствует. Спектральный класс В9. В наблюдениях 2010 г. магнитное поле не обнаружено.
4.4.6. НО 34968
Двойная звезда. В каталоге Ренсона и Манфруа [10] отсутствует. Быстрый ротатор. В наблюдениях 2010 г. магнитное поле не обнаружено.
4.4.7. НО 35101
В каталоге Ренсона и Манфруа [10] отсутствует. Магнитное поле не обнаружено по двум измерениям в 2010 г., так же, как и в 2008 г. [2]. Линии в спектре очень широкие, измерения затруднены. Верхний предел поля — 500 Гс.
4.4.8. НО 35548
В каталоге Ренсона и Манфруа [10] — ^Мп-звез-да. Для таких объектов предполагается отсутствие магнитного поля. Наши наблюдения 2010 г. наличие поля тоже не показали. Член ассоциации Орион ОВ1. Спектрально-двойная звезда.
4.4.9. НО 35575
Звезда с ослабленными линиями гелия, член ассоциации Орион ОВ1а. Быстрый ротатор, профили линий сложные, их мало. Точные измерения поля затруднены. В 2010 г. выполнено одно измерение, которое наличие магнитного поля не показало. Наше измерение лучевой скорости Уг = +24 км с-1 существенно отличается от значения, приведенного в базе SIMBAD (V = +9 км с-1).
4.4.10. HD35730
Звезда с ослабленными линиями гелия, член ассоциации Орион ОВ1а. В спектре несколько достаточно узких, сильных, симметричных линий. Измерения 2010 г. наличие поля не показали.
4.4.11. HD 36032
В каталоге [10] отсутствует. По-видимому, нормальная звезда класса В9. Причина попадания в список для наблюдений неясна. Звезда пространственно попадает в ассоциацию Орион ОВ1, однако доказательств членства в ней нет. Попытка измерить поле классическим способом показала, что это можно сделать только по двум широким линиям со сложными профилями. По единичному спектру обнаружить поле не удалось.
4.4.12. HD 36629
Магнитная звезда; впервые поле обнаружил Бор-ра [11]. Спектральный класс B3, пекулярность He-wk [19]. В спектре наблюдаются очень узкие и резкие линии. Звезда погружена в туманность Parenago 1044, в направлении на нее наблюдается сильная межзвездная (или околозвездная) линейная поляризация (P = 1.843%). По измерению 2010 г. поле нами не обнаружено. Продольное поле не было обнаружено также и позже (см. работу [30]).
4.4.13. HD 36982
Очень горячая звезда, входит в самую молодую подгруппу d ассоциации Орион ОВ1. Возраст звезды менее 1 млн лет. В спектре наблюдается сильная линейная поляризация P = 1.007%. Магнитное поле нам обнаружить не удалось. Предположительно продольное поле величиной порядка 100 Гс удалось обнаружить на FORS1 VLT [18]. В базе SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +38 км с-1, что значительно отличается от найденной нами Vr = +12.6 км с-1.
4.4.14. HD 37525
Звезда с ослабленными линиями гелия, член ассоциации Орион ОВ1Ь. Ярчайшая звезда в скоплении а Ориона. Возраст этого скопления оценивается в 1.2 млн лет. В 2010 г. было выполнено одно наблюдение, магнитное поле найдено не было. Линии очень широкие (ve sin i = 150 км с-1). Измерения классическим методом провести невозможно, методом регрессии поле также не было обнаружено. В базе SIMBAD звезда представлена как молодой звездный объект спектрального класса В5. Найден спутник на расстоянии 0'.'5.
4.4.15. HD 38104
Химически пекулярная звезда с аномалиями CrEu. Детально описана в нашей работе [2]. С 2005 г. мы выполнили восемь наблюдений, магнитное поле не обнаружено. Линии очень узкие, точность измерений высокая, поэтому мы оцениваем верхний предел поля по нашим измерениям в 300 Гс. По всей видимости, лучевая скорость переменная, что позволяет предположить двойственность звезды.
4.4.16. HD 39317
Два измерения не показали наличия магнитного поля у этой SiEuCr-звезды. Результаты предыдущих лет опубликованы в работе Романюка и др. [2]. Более пяти лет звезда не показывает наличия продольного поля. Маловероятно, что это очень медленный ротатор — скорее всего магнитное поле звезды ниже нашего предела обнаружения. Лучевая скорость, найденная в нашей работе — Vr = —12.1 км с-1 — отличается от приведенной в базе SIMBAD — Vr = —4.4 км с-1.
4.4.17. HD 52711
Магнитное поле в наблюдениях не обнаружено, так же, как и ранее. Детали см. в работе Романюка и
др. [2].
4.4.18. HD 62512
Два измерения 2010 г. не показали наличия поля, как и ранее [2]. В базе SIMBAD Vr = —4 км с-1. Это значит, что лучевая скорость переменная. По всей видимости, это двойная звезда.
4.4.19. HD 90763
Химически пекулярная звезда с усиленными линиями Sr. Три измерения, выполненные в течение трех ночей подряд, показали, что верхний предел продольного поля Be = 300 Гс. Vr = —24.8 км с-1 в базе SIMBAD. Наши три значения близки к указанной величине. О переменности лучевой скорости судить пока рано.
4.4.20. HD 93294
Слабо изученная двойная пекулярная звезда. В каталоге Ренсона и Манфруа [10] не представлена. Два измерения 2010 г. показывают, что, если магнитное поле у звезды и существует, продольный компонент не превышает 300 Гс. Звезда двойная.
4.4.21. HD 97633
HD 97633 = в Leo. Измерения в декабре 2010 г. (три ночи подряд) показали отсутствие поля. Верхний предел — не более 200 Гс. В дальнейшем наблюдать звезду на предмет поиска магнитного поля не имеет смысла.
4.4.22. HD108506
Холодная химически пекулярная звезда. Наблюдения в течение трех ночей подряд в декабре 2010 г. не привели к обнаружению поля: верхний предел — 1 кГс. Линии широкие. В базе SIMBAD обозначена как тип 5 Sct. В каталоге [10] приведен спектральный класс F1 и тип пекулярности SrCr. Лучевая скорость Vr = —5.4 км с-1 (SIMBAD) в среднем не отличается от наших измерений 2010 г., однако есть основания считать ее переменной. Проекция скорости вращения на луч зрения ve sin i = 150 км с-1 аналогична приведенной в базе VIZIER.
4.4.23. HD 114125
Затменная двойная типа Алголя. В каталоге [10] приведен спектральный класс F2 и тип пекуляр-ности SrEuCr. Два измерения поля, выполненные в 2010 г., привели к нулевому результату. Верхний предел поля — 200 Гс. В базе SIMBAD Vr = —33 км с-1, что значительно отличается от полученного нами значения.
4.4.24. HD135297
Химически пекулярная звезда с резкими линиями. В спектре отмечаются очень сильные аномалии стронция и хрома. Фотометрический индекс Да = 0.032. Такое значение характерно для магнитных звезд. Два наших измерения 2010 г. дали нулевой результат. В базе SIMBAD Vr = —31.9 км с-1, что существенно отличается от полученных нами результатов измерений. Не исключено, что звезда двойная.
4.4.25. HD149046
Звезда плохо изучена. В каталоге Renson and Manfroid [10] обозначена как SrCrEu-пекулярная. Одно наблюдение 2010 г. показало отсутствие поля. Определенная нами лучевая скорость Vr = —28 км с-1 близка к приведенной в базе SIMBAD (Vr = —23.5 км с-1).
4.4.26. HD157740
Яркая звезда типа CrEuSr. На предмет поиска магнитного поля ранее не исследовалась. Наше одно измерение в декабре 2010 г. дало нулевой результат. Лучевая скорость близка к приведенной в базе SIMBAD — Vr = +11.2 км с-1.
4.4.27. HD178308
Пекулярная звезда с аномальными линиями хрома. Два измерения 2010 г. не привели к обнаружению поля. В базе SIMBAD дано значение Vr = —30.4 км с-1; наши два измерения находятся в согласии друг с другом, но отличаются от данных SIMBAD, что может свидетельствовать о двойственности звезды.
4.4.28. HD182180
Очень быстрый ротатор, ve sin i = 300 км с-1. Одно измерение 2010 г. дает признаки существования магнитного поля. Наблюдения должны быть продолжены. Широкие линии не позволяют выполнить точные измерения.
4.4.29. HD198920
Звезда с пекулярностями стронция и европия. Так же, как и годом ранее (2009), в отчетном году магнитное поле не обнаружено.
4.4.30. HD 217401
Двойная система ADS 16437AB. Пекулярность по Sr. Ранее найдена нами как магнитная (результаты
2009 г.) с продольным полем около —400 Гс. В
2010 г. поле не обнаружено. Лучевая скорость переменная.
4.4.31. HD281367
Пекулярная SrEu-звезда. Первые наблюдения выполнены в 2008 г., они наличие поля не показали. Одно измерение 2010 г. также не принесло доказательств существования поля. Быстрый ротатор.
4.4.32. BD + 38°2360
Холодная пекулярная SrCrEu-звезда. Изучена слабо. Линии узкие. Магнитное поле в 2010 г. не обнаружено.
4.4.33. BD + 37°431
Спектрально-двойная. Спектр F2. Одно измерение 2010 г. признаков наличия поля не показало. Точность измерений высокая.
4.4.34. BD + 36°363
Член скопления NGC 752 (RV 14). Спектральный класс звезды F2p, пекулярность Sr. Одно измерение 2010 г. не привело к обнаружению поля.
4.4.35. BD — 12°2366
Член скопления NGC 2539. Как магнитная обнаружена нами в результате наблюдений 2008 г. Два измерения 2010 г. наличия поля не показали.
4.4.36. NGC752-105
Звезда в скоплении NGC 752. В каталог Ренсона и Манфруа [10] не входит. Поле в 2010 г. не найдено, линии в спектре широкие.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Таким образом, в 2010 г. мы выполнили наблюдения 92 звезд с зеемановским анализатором: четыре из них — немагнитные звезды-стандарты, пять — стандартные магнитные звезды с хорошо изученными кривыми продольного поля. У 47 звезд в наблюдениях 2010 г. поле было найдено и еще у 36 — не детектировано. Мы обнаружили двенадцать новых магнитных звезд, и еще у трех наличие поля заподозрено.
В 2010 г. началась большая программа изучения магнитных звезд в скоплении Орион ОВ1. Получены поляризованные спектры более 20 объектов ассоциации.
Большинство наблюдавшихся звезд являются слабо изученными, поэтому мы измерили для всех объектов лучевые скорости и проекции скоростей вращения на луч зрения. Сравнение с литературными данными позволило обнаружить ряд новых двойных звезд.
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).
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. Moiseeva, Astrophysical Bulletin 71, 302 (2016).
4. S. Bagnulo, T. Szeifert, G. A. Wade, et al., Astron. and Astrophys. 389, 191 (2002).
5. C. E. Worley and D. W. Heintz, Publ. Naval Obs. 24, 1 (1983).
6. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 70, 456 (2015).
7. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 1372, 1804(2006).
8. E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and E. Yu. Kuchaeva, Astronomy Letters 37, 20 (2011).
9. E. A. Semenko, Astron. Soc. Pasific Conf. Ser. 510, 224(2017).
10. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498, 961 (2009).
11. E. F. Borra, Astrophys. J. 249,398(1981).
12. I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 68, 214 (2013).
13. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 71, 436 (2016).
14. Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maximov, et al., Astrophysical Bulletin , 67, 44 (2012).
15. D. A. Bohlender, Astrophys. J. 346, 459 (1989).
16. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, I. A. Yakunin, et al., Astrophysical Bulletin 72, 165 (2017).
17. E. F. Borra, J. D. Landstreet, and I. Thompson, Astrophys. J. Suppl. 53, 151 (1983).
18. H. Grunhut, G. A. Wadem, C. Neiner, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 465, 2432 (2017).
19. D. A. Bohlender, D. N. Brown, J. D. Landstreet, and I. B. Thompson, Astrophys. J. 323, 325 (1987).
20. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and Astrophys. 475,1053 (2007).
21. O. Kochukhov, A. Lundin, I. Romanyuk, and D. Kudryavtsev, Astrophys. J. 726, 24 (2011).
22. T. J. Jones, S. C. Wolff, and W. Bonsack, Astrophys. J. 190,579(1974).
23. F. A. Catalano, et al., Astron. and Astrophys. Suppl. 127,421 (1998).
24. D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 69, 296 (2014).
25. A. R. Titarenko, T. A. Ryabchikova, O. P. Kochukhov, and V. V. Tsymbal, Astronomy Letters 39, 347 (2013).
26. S. Hubrig, Astronomische Nachrichten 327, 289 (2006).
27. T. A. Ryabchikova, O. P. Kochukhov, D. O. Kudryavtsev, et al., Astron. and Astrophys. 445, 47 (2006).
28. V. G. Elkin, D. O. Kudryavtsev, and I. I. Romanyuk, Astronomy Letters 28, 169 (2002).
29. E. Paunzen (private communication) (2016).
30. S. Bagnulo, L. Fossati, J. D. Landstreet, et al., Astron. and Astrophys. 583A, 115 (2015).
Results of Magnetic Field Measurements Performed with the 6-m Telescope. IV.
Observations in 2010
1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, A. V. Moiseeva, and I. Ya. Yakunin
We present the results of measurements of magnetic fields, radial velocities and rotation velocities for 92 objects, mainly main-sequence chemically peculiar stars. Observations were performed at the 6-m BTA telescope using Main Stellar Spectrograph with a Zeeman analyzer. In 2010, twelve new magnetic stars were discovered: HD 17330, HD 29762, HD 49884, HD 54824, HD 89069, HD 96003, HD 113894, HD 118054, HD 135679, HD 138633, HD 138777, BD+53.1183. The presence of a field is suspected in HD 16705, HD 35379 and HD 35881. Observations of standard stars without a magnetic field confirm the absence of systematic errors which can introduce distortions into the measurements of longitudinal field. The paper gives comments on the results of investigation of each star.
Keywords: stars:magnetic field—stars:chemically peculiar
