CC BY
94
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2014, том 69, № 3, с. 315-324
УДК 524.35-13:520.872
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. II. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ 2010-2012 ГОДОВ
2014 Д. А. Растегаев1*, Ю. Ю. Балега1,2,
В. В. Дьяченко1, А. Ф. Максимов1, Е. В. Малоголовец1
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия 2Университет ИТМО, Санкт-Петербург, 197101 Россия Поступила в редакцию 14 января 2014 года; принята в печать 22 мая 2014 года
В работе представлены результаты спекл-интерферометрических наблюдений на телескопе БТА 156 звезд, обладающих глобальными магнитными полями. Наблюдения практически всех звезд выполнены в период с 2010 по 2012 гг. На отдельные компоненты разрешено 34 звезды (31 двойная и 3 тройных), из которых впервые разрешены астрометрическим способом 14 двойных (BD +41° 43, HD2887, HD30466, HD36540, HD36955, HD37479, HD61045, HD89069, HD 144334, HD 164258, HD 349321, HD 343872, HD 184471, HD 196691) и 2 тройные системы (HD 37140, HD 338226).
Ключевые слова: двойные — звёзды: магнитное поле
1. ВВЕДЕНИЕ
Настоящая работа продолжает цикл статей, в котором мы публикуем результаты наших спекл-интерферометрических наблюдений большой выборки магнитных звезд, выполненных на 6-метровом телескопе БТА. В работе [1], открывшей данный цикл, мы описали выборку 273 объектов, отобранных для изучения методом высокого углового разрешения. Там же были представлены первые результаты наблюдений 117 химически пекулярных магнитных звезд. Здесь мы публикуем результаты спекл-интерферометрических наблюдений оставшихся 156 звезд выборки. Основным источником при отборе кандидатов для наблюдений послужил каталог [2]. Подавляющее большинство исследуемых объектов — это северные (5 > —30°) звезды спектральных классов A и B, обладающие упорядоченными глобальными магнитными полями. Изучаемые объекты принадлежат разным типам химически пекулярных звезд и равномерно распределены на небесной сфере.
Нашей задачей является исследование магнитных звезд на предмет их двойственности и кратности. В данной статье мы представляем результаты наблюдений, выполненных в 2010—2012 гг.
2. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ
Спекл-интерферометрические наблюдения 156 магнитных звезд проводились с марта 2010 по
E-mail: [email protected]
июнь 2012 г., за исключением HD 6757, которая наблюдалась нами в декабре 2006 г. Все наблюдения выполнены на спекл-интерферометре, разработанном в Специальной астрофизической обсерватории РАН [3]. В качестве приемника использовалась камера PhotonMAX-512 на базе матрицы CCD 97 с внутренним умножением заряда (EMCCD) производства компании Princeton Instruments. Формат приемника 512 х 512 элементов.
Практически все объекты наблюдались в двух фильтрах: 550/20 и 800/100 нм (первое число указывает центральную длину волны пропускания фильтра, второе — полуширину полосы пропускания). Исключение составляют лишь BD+40° 175, которая наблюдалась только в фильтре 800/100, а также HD 142554 и HD 169887, наблюдавшиеся только в фильтре 550/20. Кроме этого звезда HD 22470 наблюдалась дополнительно в фильтре 713/10. Для шести объектов (HD653, HD2887, HD5441, HD25999, HD30466, HD 199180), наблюдения которых состоялись в сентябре 2011 г., вместо фильтра 550/20 использовался 600/40. Для всех звезд получено 2000 кадров в каждом фильтре. Экспозиция отдельного кадра варьировалась для разных объектов в зависимости от светимости и погодных условий, но для подавляющего большинства звезд она составила 20 мс.
Предельная звездная величина, доступная наблюдениям с нашим спекл-интерферометром, составляет 15m при качестве изображений не хуже 1". Наибольшая разность блеска между ком-
315
316
РАСТЕГАЕВ и др.
Таблица 1. Результаты измерений двойных систем
HD/BD HIP Координаты 2000.0/ обозначение WDS Epoch 2010.0+ в, deg 0‘S, deg р, mas mas Am, mag mag А/ДА, nm
BD +41° 43 00220+4231 0.81693 143.9 0.7 329 5 2.85 0.08 550/20
BD +41° 43 00220+4231 0.81694 144.1 0.5 328 3 2.20 0.03 800/100
HD2887 2562 00326+5513 1.69601 76.7 0.5 666 6 4.19 0.10 600/40
HD2887 2562 00326+5513 1.69602 76.3 0.7 664 7 4.17 0.06 800/100
BD +40° 175 ^ 00512+4112 STF64 0.65865 274.4 0.3 3679 9 2) 800/100
HD6757 5385 01089+4512 АС13АВ 3) 265.1 0.3 618 2 1.01 0.01 550/20
HD6757 5385 01089+4512 АС13АВ 3) 265.1 0.3 617 2 0.73 0.01 800/100
HD 22470 16803 03363-1728 HDS456 0.81710 73.4 0.3 173 2 1.27 0.04 550/20
HD 22470 16803 03363-1728 HDS456 0.81712 73.4 0.3 174 1 1.23 0.04 713/10
HD 22470 16803 03363-1728 HDS456 0.81711 73.3 0.3 173 1 1.20 0.01 800/100
HD 30466 22402 04493+2934 1.68558 318.9 0.5 156 2 1.95 0.01 600/40
HD 30466 22402 04493+2934 1.68559 318.9 0.6 155 2 1.48 0.02 800/100
HD35100 05244+4237 А 1719 CD 1.94226 89.0 0.3 814 5 1.10 0.02 550/20
HD 35100 05244+4237 А 1719 CD 1.94227 89.1 0.3 813 3 0.94 0.01 800/100
HD 36540 4) 25954 05322-0431 0.81734 45.8 0.3 1967 7 6.2 0.4 800/100
HD 36955 4) 05351-0124 0.81740 99.7 0.3 1456 6 5.02 0.07 800/100
HD37017 26233 05354-0430 HDS745 0.81753 278.5 0.3 439 3 3.61 0.02 550/20
HD 37017 26233 05354-0430 HDS745 0.81755 278.5 0.4 438 2 2.96 0.02 800/100
HD 37479 05388-0236 0.81465 303.2 1.0 335 6 4.68 0.08 550/20
HD 37479 05388-0236 0.81467 303.2 0.6 322 3 3.90 0.09 800/100
HD61045 37047 07368-1434 0.16499 45.0 0.7 316 4 4.2 0.2 550/20
HD 61045 37047 07368-1434 0.16500 44.7 0.6 318 4 3.62 0.05 800/100
HD 89069 4) 50709 10213+7846 1.94294 0.3 3528 10 2) 800/100
HD 98088 55106 11170-0708 BU 600 АВ 0.16274 211.9 0.3 1310 7 5.03 0.05 550/20
HD 98088 55106 11170-0708 BU 600 АВ 0.16275 212.0 0.3 1312 7 4.04 0.02 800/100
HD 99563 55890 11273-0852 А 138 0.16276 217.5 0.3 1764 9 1.62 0.02 550/20
HD 99563 55890 11273-0852 А 138 0.16277 217.6 0.3 1765 9 1.17 0.01 800/100
HD 130559 72489 14493-1409 BU 106 АВ 0.16313 6.1 0.3 1906 9 1.84 0.04 550/20
HD 130559 72489 14493-1409 BU 106 АВ 0.16314 6.3 0.3 1903 9 1.25 0.02 800/100
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. II.
317
Таблица 1. (Продолжение)
HD/BD HIP Координаты 2000.0/ обозначение WDS Epoch 2010.0+ в, deg 0‘S, deg Р, mas Л» mas Am, mag & A m-, mag А/ДА, nm
HD 137909 75695 15278+2906 JEF1 0.16568 123.2 0.3 144 1 2.04 0.10 550/20
HD 137909 75695 15278+2906 JEF1 0.16569 123.1 0.3 144 1 1.72 0.10 800/100
HD 144334 Л 78877 16061-2336 0.16604 128.0 2.8 69 4 3.25 0.10 800/100
HD 145501 16120-1928 MTL2CD 0.33253 57.2 0.3 2343 15 2) 550/20
HD 145501 16120-1928 MTL2CD 0.33254 57.2 0.3 2339 6 2) 800/100
HD 148112 80463 16254+1402 ВU 625 АВ 0.33267 293.7 0.3 816 6 4.84 0.05 550/20
HD 148112 80463 16254+1402 ВU 625 АВ 0.33268 293.6 0.4 815 4 4.34 0.05 800/100
HD 158450 85618 17297-0801 RST3977 0.33270 308.0 0.3 289 2 2.08 0.01 550/20
HD 158450 85618 17297-0801 RST3977 0.33271 308.0 0.3 289 1 E56 0.01 800/100
HD 164258 Л 88148 18003+0038 2.42429 15Е5 El 173 4 3.72 0.12 800/100
HD 170000 89908 18208+7120 STT353AB 0.65776 268.3 0.3 493 3 E50 0.01 550/20
HD 170000 89908 18208+7120 STT353AB 0.65777 268.3 0.3 491 2 E38 0.01 800/100
HD 169887 Л 18257+2639 COU 815 0.50767 145.9 0.3 1527 10 2.92 0.04 550/20
HD 349321 Л 18487+2053 0.50780 220.0 0.4 1155 5 4.01 0.04 800/100
HD 343872 Л 19125+2422 0.65791 195.8 0.5 806 6 4.43 0.08 800/100
BD +35° 3616 19262+3542 COU 1620 0.64987 297.5 0.3 1386 9 2.75 0.02 550/20
BD +35° 3616 19262+3542 COU 1620 0.64988 297.4 0.3 1385 4 2.42 0.01 800/100
HD 184471 Л 96177 19333+3235 0.64991 20Е0 0.4 1455 6 4.4 0.5 800/100
HD 192913 99927 20165+2747 HDS2889 0.65020 121.4 0.3 218 2 2.44 0.02 550/20
HD 192913 99927 20165+2747 HDS2889 0.65021 121.3 0.4 218 1 2.37 0.02 800/100
HD201601 104521 21103+1008 KNT5AB 0.48327 255.5 0.3 723 5 4.33 0.03 550/20
HD 201601 104521 21103+1008 KNT5AB 0.48328 255.4 0.3 722 2 3.55 0.02 800/100
HD 196691 20392-0609 0.49689 141.9 0.5 456 4 1.97 0.04 550/20
HD 196691 20392-0609 0.49690 141.8 0.4 454 2 1.41 0.02 800/100
4) BD+40° 175 наблюдалась только в фильтре 800/100.
2) Расстояние между компонентами слишком большое для определения Дт.
3) Эпоха наблюдений HD 6757: 2006.94541 в фильтре 550/20 и 2006.94542 в фильтре 800/100.
4) HD 36540, HD 36955, HD89069, HD 144334, HD 164258, HD349321, HD 343872 и HD 184471 в фильтре 550/20 разрешить на отдельные компоненты не удалось.
5) HD 169887 наблюдалась только в фильтре 550/20.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
318
РАСТЕГАЕВ и др.
понентами, доступная измерению с помощью нашего спекл-интерферометра, составляет около 6m. В частности, в ходе выполнения описываемых в настоящей статье наблюдений наибольшая зафиксированная разность блеска между компонентами составила 6m2 в фильтре 800/100 (HD 36540) и 5m5 в фильтре 550/20 (HD 152107). Максимальное расстояние между детектируемыми компонентами ограничено полем приемника (4" 4 х 4" 4) и составляет около 3".
Редукция спекл-интерферограмм проводилась по алгоритмам, описанным в работах [4, 5]. Для абсолютной привязки астрометрических измерений проводились наблюдения ярких одиночных звезд сквозь непрозрачную маску с парой круглых отверстий, отстоящих друг от друга на известном расстоянии, установленную в сходящемся пучке первичного фокуса телескопа. Средние ошибки определения углового расстояния и позиционного угла двойных систем составили 0 //0045 и 0 ° 49 для фильтра 800/100. Аналогичные величины для фильтра 550/20 равны 0"0056 и 0 °39. Реконструкция изображений двойных и тройных звездных систем, представленных на рисунке, выполнена с помощью метода биспектрального анализа [6].
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
Параметры разрешенных нами на отдельные компоненты систем представлены в таблице 1. Первые две колонки таблицы — это HD, BD и HIP обозначения систем. В третьей колонке для впервые разделенных систем приведены сокращенные координаты, используемые в каталоге WDS. Для известных пар наряду с координатами дано обозначение первооткрывателя системы. Дата наблюдений в долях бесселианского года указана в четвертой колонке. В остальных колонках приведены позиционный угол пары в и его ошибка (в градусах), угловое расстояние между компонентами р и его ошибка (в угловых миллисекундах), разность блеска между компонентами Дт и ее ошибка (в звездных величинах), а также фильтр, в котором система наблюдалась. Аналогичные данные для тройных систем представлены в таблице 2. Из-за ограничений, связанных с размером приемника, для самых широких пар (р > 2") мы приводим только позиционные параметры.
В таблице 3 перечислены 122 неразрешенные спекл-интерферометрически системы.
4. ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ СВЕДЕНИЯ О СИСТЕМАХ, РАЗРЕШЕННЫХ НАМИ ВПЕРВЫЕ
В этом разделе приведены комментарии к звездным системам, которые мы впервые разрешили
астрометрически на отдельные компоненты. В комментариях акцент сделан на орбитальные свойства обнаруженных систем и приблизительные оценки некоторых фундаментальных параметров вторичных компонентов. При расчетах в качестве большой полуоси орбиты мы использовали полученные проекционные расстояния между компонентами. Данная информация позволяет оценить возможность построения орбит систем в будущем с целью точного определения фундаментальных параметров входящих в них звезд.
4.1. Спекл-интерферометрические двойные системы
BD +41° 43
Плохо изученная кремниевая звезда [7], обладающая слабым магнитным полем (Be) = 290 ± 150 Гс [2]. В связи с тем, что расстояние до объекта не определено, неизвестно, насколько далеко расположен обнаруженный нами спутник от главного компонента. Также неизвестной остается и природа вторичного компонента, который слабее главной звезды на Дт = 2.2 ± 0.03 в фильтре 800/100 (см. рисунок). Спектральный класс главного компонента в базе данных SIMBAD не указан.
HD2887
Это SrCrEu-звезда спектрального класса A0 [7]. Согласно параллаксу со спутника Hipparcos [8], находится от нас на расстоянии около 360 пк. Исходя из этого значения гелиоцентрического расстояния, обнаруженный нами спутник отстоит от главного компонента системы примерно на 240 а.е. Наши оценки спектрального класса обнаруженного компонента говорят о том, что он близок с солнечному (G2—G5) [9]. Орбитальный период систем с такими характеристиками составляет около 2000 лет.
HD 30466
Хорошо известная магнитная звезда, открытая Бэбкоком в 1958 г. [10]. Главный компонент — кремниевая звезда спектрального класса A0 [7] — обладает достаточно сильным магнитным полем (Be) = 1464 ± 293 Гс [2]. Полученная разность блеска между компонентами указывает на то, что спектральный класс спутника находится в диапазоне A8—F0 [9]. Учитывая параллакс, полученный спутником Hipparcos [8], равный 6.69 ± 0.66 mas, и результаты наших наблюдений, расстояние между компонентами и орбитальный период системы составляют около 23 а.е. и 50 лет соответственно.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. II.
319
BD +41° 43
0 12 3 4
arcsec
HD 61045
Восстановленные методом биспектрального анализа изображения одной тройной и пяти двойных систем. Все двойные звезды разрешены на отдельные компоненты впервые. Для каждой системы (подсистемы)указана разность блеска между спутником и главной (ярчайшей) звездой. Изображения восстановлены из спекл-интерферограмм, полученных в фильтре 800/100.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
320
РАСТЕГАЕВ и др.
Таблица 2. Результаты измерений тройных систем
HD HIP Подсистема Координаты 2000.0/ обозначение WDS Epoch 2010.0+ в, deg 0‘S, deg Р, mas mas Am, mag & A ГПі mag А/ДА nm
37140 А-В 05363-0018 0.81743 108.5 2.6 51 3 2.31 0.03 550/20
А-В 05363-0018 0.81744 108.0 2.0 51 2 1.70 0.03 800/100
А-С 05363-0018 0.81743 38.8 4.1 116 9 5.4 2.6 550/20
А-С 05363-0018 0.81744 38.4 2.7 121 6 3.9 2.9 800/100
152107 82321 А-В 16492+4559 0.66046 221.5 0.3 2065 13 5.13 0.03 550/20
А-В 16492+4559 0.66047 221.6 0.3 2061 5 3.65 0.03 800/100
А-С 16492+4559 BU 627 А,ВС 0.66046 215.8 0.3 1835 12 5.50 0.04 550/20
А-С 16492+4559 BU 627 А,ВС 0.66047 215.9 0.3 1831 5 4.16 0.06 800/100
338226 А-В 19220+2512 0.64982 130.9 3.0 44 3 3.02 0.17 550/20
А-В 19220+2512 0.64983 130.2 1.8 47 2 2.43 0.08 800/100
А-С 19220+2512 0.64983 180.4 0.3 1946 7 5.32 0.19 800/100
HD36540
Главный компонент — звезда-гигант спектрального класса B7 (по данным SIMBAD), в спектре которой наблюдаются ослабленные линии He [7]. Параллакс, определенный Hipparcos с большой ошибкой [8], говорит о том, что расстояние до системы около 500 пк. На таком расстоянии обнаруженному нами спутнику, отстоящему от главного компонента примерно на 2" (приблизительно 900 а.е.), потребуется около 10000 лет, чтобы совершить один оборот вокруг главного компонента. При расчетах мы исходили из предположений, что спектральный класс спутника, который более чем на 6 величин слабее главного компонента в фильтре 800/100, близок к G5V, а суммарная массы системы составляет 7 Mq . Разность блеска между компонентами в фильтре 550/20 превышает предел обнаружения нашего спекл-интерферометра.
HD36955
Это SrCrEu-звезда спектрального класса A2 [7], обладающая средним по величине магнитным полем (Be) = 920 ± 230 Гс [2]. На рисунке показан обнаруженный у звезды спутник, слабее главного компонента на 5m в фильтре 800/100. Вторичный компонент скорее всего является звездой раннего K-класса. В фильтре 550/20 спутник не был обнаружен из-за слишком большой разности блеска. Расстояние до системы не определено, но есть основания считать, что она принадлежит ассоциации Orion OB 1 [11]. Приняв среднее расстояние до ассоциации 450 пк [12], мы оцениваем орбитальный период пары приблизительно в 10 000 лет. В расчетах мы использовали суммарную массу системы
М = 3.5 Mq, а большую полуось орбиты считали равной 650 а.е.
HD 37479
HD 37479 (a OriE) — гелиевая звезда спектрального класса B2 [7]. Средняя продольная компонента ее магнитного поля составляет примерно 2 кГс [2]. Согласно каталогу кратных звезд [13], a OriE входит в состав пятерной системы WDS 05387—0236, которой также принадлежит известная звезда a Ori. Таким образом, обнаруженный нами компонент увеличивает число гравитационно связанных объектов в этой системе до шести. Поскольку параллакс HD 37479 не определен, расстояние до обнаруженной пары мы оценили по параллаксу a Ori [8]. Положив d = 350 пк, получаем, что обнаруженный спутник удален от a OriE примерно на 115 а.е. По измеренной разности блеска мы оценили спектральный класс обнаруженного компонента как поздний A. Для двойных систем с аналогичными параметрами орбитальный период составляет 300—400 лет.
HD 61045
Кремниевая звезда-гигант спектрального класса B8 [7] HD 61045 согласно тригонометрическому параллаксу Hipparcos находится от нас на расстоянии порядка 400 пк [8]. На рисунке показан спутник, обнаруженный у звезды в марте 2010 г. Согласно нашим расчетам, большая полуось орбиты обнаруженной системы составляет около 125 а.е. Исходя из измеренной разности блеска между компонентами, мы оцениваем, что спутник — звезда раннего F спектрального класса. Положив суммарную массу системы равной 6.5 Mq, получаем, что орбитальный период пары составляет около 500 лет.
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. II.
321
Таблица 3. Неразрешенные звезды
Название Дата наблюдений Название Дата наблюдений Название Дата наблюдений
HD653 2011.69616 HD 61468 2011.94263 HD 148898 2010.33262
BD +40° 175 А 2011.94195 HD 63843 2010.16501 HD 149911 2010.33265
HD5441 2011.69615 HD80316 2011.94281 HD 151199 2010.66045
HD5737 2010.81685 HD 84081 2011.94283 BD +32° 2827 2010.50192
HD6532 2010.81687 HD 86592 2010.16279 HD 153882 2010.66326
HD9147 2010.66387 HD 96003 2011.94298 HD 159545 2010.50195
HD 12767 2010.81697 HD 96237 2011.94300 HD 164827 2012.42433
HD 15144 2010.81700 HD 105373 2010.16009 HD 165474 2010.66059
BD +42° 659 2011.94216 HD 107000 2010.16011 HD 168796 2010.66061
HD 23207 2010.81720 HD 107612 2010.16013 HD 168856 2012.42434
HD 279021 2011.94213 HD 112528 2010.16286 HD 169842 2010.66063
HD24712 2010.81723 HD 114125 2011.95679 HD 170397 2012.42437
HD 25267 2010.81447 HD 115606 2010.16290 HD 170565 2010.66321
HD 25999 2011.68556 HD 116114 2010.16293 HD 170973 2010.66323
BD —01° 709 2010.81725 HD 118022 2010.16298 HD 170836 2010.33283
HD 30598 2010.81457 HD 119213 2010.16025 BD +17° 3622 2010.66328
HD 32633 2011.94221 HD 119027 2011.95680 HD 171184 2012.42439
HD 34797 2010.81459 HD 120198 2010.16564 HD 173650 2010.50771
HD34719 2011.94224 HD 122970 2010.16301 HD 174933 2010.65786
HD 36485 2010.81750 HD 124224 2010.16303 HD 176232 2010.65789
HD 36526 2010.81736 HD 125248 2010.16310 HD 177765 2012.42442
HD 36629 2010.81738 HD 126515 2010.16312 HD 178892 2010.49945
HD 36668 2010.81746 HD 133029 2010.16567 HD 179761 2010.65802
HD 36916 2010.81752 HD 134214 2010.16319 HD 231054 2010.64981
HD 290665 2010.81742 HD 134793 2010.16321 HD 182532 2010.50228
HD 37058 2010.81748 HD 135297 2010.16323 HD 225627 2011.94179
HD 37642 2010.81469 HD 137949 2010.16325 HD 188042 2010.49697
HD 37776 2010.81471 HD 138218 2010.16327 HD 189963 2010.50231
HD 38823 2010.81474 HD 140160 2010.16329 HD 191742 2010.64998
HD 39082 2010.81477 HD 140728 2010.16571 HD 192224 2010.65001
HD 40759 2011.94249 HD 142070 2010.16331 HD 196502 2010.65818
V 1356 Ori 2011.94237 HD 142301 2010.16597 BD +00° 4535 2011.94181
HD 42605 2011.94251 HD 142554 2010.33251 HD 335238 2010.49694
NGC 2244-334 2011.94254 HD 142884 2010.16599 HD 199180 2011.68733
HD 49299 2011.94257 HD 142990 2010.16601 HD 199728 2010.64986
HD 49333 2011.94260 HD 144661 2010.16602 HD 207188 2010.50249
HD 50169 2011.94262 HD 146001 2010.33257 HD 209051 2010.50252
HD 50461 2010.81479 HD 147010 2010.33260 HD215441 2010.66350
HD 53081 2011.94268 HD 148330 2010.66041 HD216018 2010.50255
HD 55522 HD 55755 2010.81481 2011.94266 HD 148199 2010.48825 HD 220825 2010.65833
21 АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
РАСТЕГАЕВ и др.
322
HD89069
Пекулярная SrCrEu-звезда HD 89069 относится к так называемым проблемным звездам Hipparcos типа S, что означает подозрение на двойственность. Объект уже наблюдался методом спекл-интерферометрии на 2.1-метровом телескопе обсерватории Макдональд [14], но разрешен на отдельные компоненты не был. Мы обнаружили широкий спутник у HD 89069 на удалении около 3" 5. К сожалению, размер поля приемника (4" 4 х 4"4) не позволяет надежно определить разность блеска между компонентами у таких широких пар, поскольку при наблюдениях главный компонент позиционируется по центру поля. Если обнаруженный спутник гравитационно связан с главной звездой, то, принимая во внимание параллакс
2.20 ± 0.67 mas [8], большая полуось орбиты такой системы получается около 1600 а.е.
HD144334
Главный компонент — He-weak звезда спектрального класса B8 V [7] из ассоциации Верхняя Скорпиона [15]. Спутник, видимый в фильтре 800/100, в фильтре 550/20 обнаружен не был. Гелиоцентрическое расстояние системы составляет около 160 пк [8]. На таком удалении спутник, отстоящий от главной звезды на угол 0" 069, образует систему с большой полуосью орбиты равной примерно 11 а.е. Учитывая полученную разность блеска, вторичный компонент скорее всего имеет спектральный класс F [9], а орбитальный период системы такой конфигурации мы оцениваем в 15—20 лет.
HD164258
Эта пекулярная звезда спектрального класса A3 относится к типу SrCrEu [7]. Ее параллакс, измеренный Hipparcos, составляет 7.39 ± 0.52 mas [8]. В фильтре 800/100 нами был обнаружен спутник на угловом расстоянии р = 0". 173 ± 0" 004, что соответствует проекционному расстоянию между компонентами порядка 23 а.е. Из-за большой разности блеска и большого зенитного расстояния в момент наблюдения, в фильтре 550/20 объект обнаружен не был. Скорее всего новый спутник принадлежит диапазону спектральных классов поздний G—ранний K. Орбитальный период новой пары, по нашим оценкам, составляет примерно 10 лет.
HD349321
Главный компонент — плохо изученная кремниевая звезда спектрального класса A1 [7], обладающая довольно большим магнитным полем «Be) 3 кГс) [2]. На рисунке показан обнаружен-
ный у нее в июле 2010 г. спутник, отстоящий от главной звезды на расстоянии более 1". Спутник
виден только в фильтре 800/100, хотя система наблюдалась также и в более коротковолновой области спектра (550/20). Параллакс новой системы на сегодняшний день неизвестен. Наши оценки, основанные на измеренной разности блеска между компонентами, говорят о том, что спектральный класс спутника находится в диапазоне поздний G—ранний K.
HD343872
У этой магнитной звезды спектрального класса B8 [7] из-за большой разности блеска между компонентами спутник был обнаружен только в фильтре 800/100. Гелиоцентрическое расстояние звезды, которая является переменной типа a2 CVn, не определено. В ее спектре хорошо видны линии кремния [7]. Вероятнее всего, обнаруженный нами на угловом расстоянии р & 0" 8 компонент относится к позднему G спектральному классу.
HD184471
Согласно параллаксу Hipparcos [8], эта SrCrEu-звезда спектрального класса A9 [7] из созвездия Лебедя удалена от нас на расстояние около 500 пк. Спутник, который по нашим расчетам отстоит от главной звезды приблизительно на 700 а.е., из-за большой разности блеска между компонентами был обнаружен лишь в фильтре 800/100. Измеренная разность блеска указывает на принадлежность вторичного компонента позднему K спектральному классу. Положив для оценки суммарную массу системы равной 2"2 Mq, мы получаем, что орбитальный период обнаруженной пары составляет более 10 000 лет.
HD196691
До наших спекл-интерферометрических наблюдений HD 196691 была известна как одиночная кремниевая звезда спектрального класса A0 [7]. На рисунке показан обнаруженный у нее спутник на удалении р = 0"454 ± 0"02. Параллакс системы неизвестен, и невозможно определить физическое расстояние между компонентами и орбитальный период пары. Из измеренной разности блеска мы оценили, что спектральный класс спутника близок к F0.
4.2. Спекл-интерферометрические тройные системы
HD 37140
У этой звезды спектрального класса B8 [7] из созвездия Ориона мы обнаружили сразу два неизвестных ранее спутника. Самый близкий и яркий компонент мы обозначили как B, а далекий и тусклый — как C. На основе измеренной разности
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 № 3 2014
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД НА БТА. II.
323
блеска мы оценили, что спектральный класс компонента B близок к A7. Ошибка измерения разности блеска между главной звездой и компонентом C слишком велика, чтобы определить спектральный класс самого тусклого спутника в тройной системе. Мы можем лишь указать довольно большой диапазон спектральных классов, которому принадлежит компонент C. Этот диапазон включает в себя F, G и K классы. Параллакс системы неизвестен, однако мы знаем, что HD 37140 (V1130 Ori) принадлежит ассоциации OriOB1 (см., например, работу [16]). Среднее гелиоцентрическое расстояние OriOB1 составляет около 450 пк [12]. Используя это значение и измеренные угловые расстояния между компонентами, получаем следующие проекционные расстояния между главной звездой и спутниками: Dab ~ 23 а.е. и Dac ~ 50 а.е. Соотношение этих расстояний ставит вопрос об иерархичности обнаруженной звездной системы. Устойчивость объекта будет исследована в дальнейшем, по мере накопления наблюдательного материала.
HD338226
У кремниевой звезды спектрального класса B9 [7] HD 338226 мы также обнаружили сразу два новых компонента. Согласно измеренным разностям блеска, близкий и самый яркий спутник, обозначенный нами как компонент B, принадлежит раннему F спектральному классу (F0—F2). Наиболее удаленный компонент C оценивается нами как звезда спектрального класса K. Этот компонент из-за большой разности блеска виден только в фильтре 800/100. Соотношение угловых расстояний pAB ~ 0" 05 и раС ~ 1" 9 (см. таблицу 2) говорит о том, что система удовлетворяет критериям динамической стабильности.Гелиоцентрическое расстояние HD 338226 не определено.
5. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В настоящей работе и в работе [1] мы представили результаты спекл-интерферометрических наблюдений 273 магнитных звезд, выполненных на 6-метровом телескопе БТА САО РАН. Была полностью исследована северная часть (5 > —30°) каталога [2], содержащего сведения о известных на начало 2008 г. магнитных звездах. Итогом наблюдений с высоким угловым разрешением (R = = 0" 0022) в поле 4". 4 х 4" 4 стало обнаружение 28 новых двойных и 2 тройных звезд. Всего же на отдельные компоненты разрешено 63 объекта: 58 двойных и 5 тройных систем. Некоторые из этих объектов могут, в свою очередь, оказаться лишь
подсистемами в звездных системах более высокой кратности.
В следующей статье мы проведем статистический анализ накопленного материала с целью выявления возможных взаимосвязей между магнитным полем звезды и наличием у нее одного или нескольких спутников.
БЛАГОДАРНОСТИ
Работа проводилась при финансовой поддержке фонда РФФИ (грант 14-02-31318 мол_а). Наблюдения на 6-метровом телескопе БТА проводятся при финансовой поддержке Министерства образования и науки Российской Федерации (госконтракты 14.518.11.7070, 16.518.11.7073). Исследования выполнены с использованием базы данных SIMBAD (http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/ /sim-fid) и каталога WDS [17].
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Yu. Yu. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 44 (2012).
2. I. I. Romanyuk and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 63, 139(2008).
3. A. F. Maksimov, Yu. Yu. Balega, V V Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 64, 296 (2009).
4. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astron. and Astrophys. 385, 87 (2002).
5. E. A. Pluzhnik, Astron. and Astrophys. 431, 587 (2005).
6. A. W. Lohmann, G. Weigelt, and B. Wirnitzer, Applied Optics 22,4028(1983).
7. P Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498, 961 (2009).
8. F. van Leeuwen, Astron. and Astrophys. 474, 653
(2007).
9. K. R. Lang, Astrophysical Data I. Planets and Stars (Springer-Verlag, New York, 1992) p. 137.
10. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. Ser.3, 141 (1958).
11. E. J. de Geus, J. Lub, and E. van de Grift, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser.85,915 (1990).
12. A. G. A. Brown, E. J. de Geus, and P T. de Zeeuw, Astron. and Astrophys. 289, 101 (1994).
13. A. A. Tokovinin, Astron. and Astrophys. Suppl. Ser. 124, 75 (1997).
14. B. D. Mason, W. I. Hartkopf, E. R. Holdenried, and T. J. Rafferty, Astron. J. 121, 3224 (2001).
15. R. F. Garrison, Astrophys. J. 147, 1003 (1967).
16. N. M. Artyukhina and D. K. Karimova, Sov. Astron. 3, 122(1959).
17. B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf, et al., Astron. J. 122,3466(2001).
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 69 №3
2014
21
324
РАСТЕГАЕВ и др.
Speckle Interferometry of Magnetic Stars with the BTA. II. Results of 2010—2012
Observations
D. A.Rastegaev, Yu. Yu. Balega, V. V.Dyachenko, A. F. Maksimov, and E. V. Malogolovets
We present the results of speckle interferometric observations of 156 stars possessing global magnetic fields, carried out with the 6-m BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory. Virtually all stars were observed between 2010 and 2012. Thirty-four stars were resolved into individual components (31 double and 3 triple), of which 14 binary systems (BD+41° 43, HD2887, HD30466, HD36540, HD36955, HD37479, HD61045, HD89069, HD 144334, HD 164258, HD349321, HD343872, HD 184471, HD 196691) and 2 triple systems (HD37140, HD338226) were for the first time resolved by the astrometric method.
Keywords: binaries: general—stars: magnetic field
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ
том 69
№3
2014
