CC BY
35
УДК 524.31.08:520.872
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД В
ОКРЕСТНОСТИ СОЛНЦА. II
© 2008 Д. А. Растегаев1, Ю. Ю. Балега1,
А. Ф. Максимов1, Е. В. Малоголовец1, В. В. Дьяченко1
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 7 апреля 2008 г.; принята в печать 21 апреля 2008 г.
Представлены результаты спекл-интерферометрических наблюдений на 6-м телескопе БТА 115 низкометалличных звезд ([ш/И] < —1) на расстоянии до 250 пк от Солнца с собственными движениями ^ > 0.2"/год. Близкие спутники в диапазоне расстояний от 0.034" до 1" наблюдались у 12 объектов: G76-21, G59-1, G63-46, G135-16, G168-42, G141-47, G142-44, G190-10, G28-43, G217-8, G130-7 и G89-14, восемь из которых астрометрически разделены впервые. Среди новых разделенных систем одна тройная — G190-10. В комбинировании со спектральными и визуальными данными, соотношение одиночных, двойных, тройных и квадрупольных систем среди выборки 221 главного компонента звезд гало и толстого диска составляет 147:64:9:1.
Key words: звездные скопления и ассоциации, звездная динамика
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезды низкой металличности галактического гало и толстого диска несут важную информацию о химических и кинематических свойствах вещества в эпоху формирования Млечного пути. Особое значение имеет изучение орбитальных параметров двойных и кратных систем, которые являются источником сведений о массах и светимостях звезд.
Для оценки доли кратных систем и определения орбитальных параметров старых низ-кометалличных звезд нами был начат спекл-интерферометрический обзор этих объектов, находящихся на удалении до 250 пк от Солнца. В работе[1] была описана выборка 223 звезд-карликов населения II типа в окрестностях Солнца и представлены результаты спекл-интерферометрического обзора на БТА первых
109 звезд выборки. В выборку вошли близкие субкарлики не слабее 12 видимой звездной величины в V полосе (Рис.1) спектральных классов F, G и ранних K с металличностью [ш/И] < —1 и собственными движениями ^ > 0.2"/год (Рис. 2). В данной статье мы продолжаем публикацию результатов спекл-интерферометрических наблюдений остальных 114 звезд гало и толстого диска, выполненных в период с марта по сентябрь 2007 года на БТА. В работе также представлены результаты повторных спекл-интерферометрических измерений разделенной нами ранее подсистемы квадрупольной звезды G89-14 [1].
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Спекл-интерферометрические наблюдения выполнены на 6-м телескопе БТА в марте (52 объекта), июне—июле (52 объекта) и сентябре 2007 года (10 объектов). Помимо этого, в марте мы повторно наблюдали в двух фильтрах обнаруженную нами в декабре 2006 года подсистему квадрупольной звезды G89-14 [1]. В сентябре наблюдалось 6 объектов, разделенных на компоненты в июне и июле ^141-47, G142-44, G217-8, G130-7, G190-10, G28-43). Также повторно наблюдались неразделенные объекты G183-9, G24-17, G26-1, G128-11 с целью получения спектров мощностей с большим соотношением сигнал/шум.
В наблюдениях использовалась система, созданная на основе EMCCD (ПЗС-матрица с внутренним электронным усилением) форматом 512x512 элементов, имеющая высокую квантовую эффективность и линейность, что позволило обнаруживать объекты с разностью блеска между компонентами Ат < 5 с дифракционным разрешением 6-м телескопа. Размер поля приемника 4.4" позволял обнаруживать вторичные компоненты на удалении до 3" от главной звезды.
Спекл-интерферограммы регистрировались в трех фильтрах: 550/20, 600/40 и 800/100 нм, (первое число указывает центральную длину волны пропускания фильтра, второе — полуширину полосы пропускания) с экспозициями от 5 до 20
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД 299
ту , mag
Рис. 1. Распределение звезд исследуемой выборки по видимой звездной величине в полосе V.
Т----------I-----'----1----'-----1----'----I----------г
Proper motion, "/year
Рис. 2. Распределение звезд выборки по собственному движению. Для наглядности, звезда 0122-51 с аномально большим собственным движением (р = 7.042 "/год) на гистограмме не представлена.
миллисекунд. Практически для всех объектов в марте получено по 2000 изображений в каждом фильтре. Для объектов, снятых в июне, июле и сентябре, накоплено по І940 экспозиций.
Погодные условия в мартовском сете не были благоприятными для спекл-интерферометрических наблюдений (качество изображений составляло примерно 3"). Наблюдения же в июне, июле и сентябре выполнялись при качестве изображений
1.0 — 1.5", зачастую достигая под утро значений лучше 1".
Калибровка измерений проводилась по так называемым “стандартным” парам — двойным системам, для которых хорошо известны расстояния между компонентами и позиционные углы. Помимо этого, в сентябре для калибровки масштаба и позиционного угла мы пользовались непрозрачной маской с парой круглых отверстий, установленной в сходящемся от главного зеркала БТА пуч-
Таблица 1. Результаты спекл-измерений объектов, разрешенных на компоненты
Название объекта Другое название рП 0(°) А т Фильтр Эпоха
076-21 Н1Р 12529 0.047 ±0.001 206.4 ± 0.7 0.4 ±0.1 800/100 2007.73116
089-14 Н1Р 35756 0.982 ± 0.005 0.8 ± 0.4 4.3 ±0.1 800/100 2007.24040
059-1 Н1Р 59233 0.098 ± 0.002 280.5 ±0.7 1.4 ±0.1 800/100 2007.24333
063-46 Н1Р 66665 0.222 ±0.001 82.9 ±0.3 0.94 ± 0.02 550/20 2007.24084
0135-16 Н1Р 68714 0.034 ±0.001 174.8 ± 1.7 0.7 ±0.1 550/20 2007.24388
0168-42 Н1Р 80003 0.180 ±0.001 208.0 ±0.4 1.34 ±0.02 800/100 2007.24109
0141-47 ВО+Ю° 3711 0.041 ±0.005 143 ±4 0.9 ±0.6 800/100 2007.48727
0141-47 ВО+Ю° 3711 0.034 ±0.013 139 ±20 550/20 2007.48728
0141-47 ВО+Ю° 3711 0.044 ± 0.005 137 ±6 800/100 2007.73870
0142-44 ЫЬТТ 48059 0.661 ± 0.007 193.2 ±0.7 3.7 ±0.2 800/100 2007.49008
0142-44 ЫЬТТ 48059 0.663 ± 0.005 192.9 ±0.5 3.7 ±0.1 800/100 2007.49286
0142-44 ЫЬТТ 48059 > 4 600/40 2007.49287
0142-44 ЫЬТТ 48059 0.665 ± 0.005 193.3 ±0.5 3.85 ± 0.06 800/100 2007.73871
0190-10 ЫЬТТ 55914 0.977 ±0.001 287.0 ±0.2 1.39 ±0.02 800/100 2007.51184
0190-10 ЫЬТТ 55914 0.982 ± 0.002 286.9 ± 0.3 1.37 ±0.02 800/100 2007.73885
0190-10 ЫЬТТ 55914 0.982 ± 0.002 286.9 ± 0.3 1.73 ±0.03 550/20 2007.73886
028-43 Н1Р 114349 0.425 ± 0.003 37.6 ±0.4 3.35 ± 0.04 800/100 2007.51209
028-43 Н1Р 114349 0.425 ± 0.004 37.4 ±0.6 3.5 ±0.1 600/40 2007.51210
028-43 Н1Р 114349 0.424 ± 0.003 37.7 ±0.4 3.32 ± 0.03 800/100 2007.73877
0217-8 Н1Р 115704 0.09 ± 0.02 263 ±5 600/40 2007.49527
0217-8 Н1Р 115704 0.07 ± 0.02 260 ±5 800/100 2007.72510
0130-7 Н1Р 117150 0.191 ±0.005 230.0 ± 1.5 2.98 ± 0.06 800/100 2007.51188
0130-7 Н1Р 117150 0.191 ±0.004 230.7 ± 1.0 2.95 ± 0.04 800/100 2007.73888
ке. Известная геометрия отверстий позволяет по интерференционной картине полос определить в каждом фильтре масштаб изображений и угловую ориентацию камеры. В качестве яркого источника света в этом методе мы использовали звезду Денеб.
Методика определения относительных положений и разностей звездных величин компонент исследуемых объектов из усредненных по серии спектров мощности спекл-интерферограмм описана в работах [2, 3]. Точности, достигаемые при использовании этой методики, составляют 0.02т для разности блеска, 0.001" для углового расстояния и
0.1° для позиционного угла.
3. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ
В Табл. 1 приведены звезды, разрешенные на компоненты. Спекл-интерферометрически компоненты наблюдались у 12 объектов, из которых один — квадрупольная система 089-14, разделенная впервые в декабре 2006 года [1]. Из остальных 11 систем восемь (076-21, 0135-16, 0141-47, 0142-44, 0190-10, 028-43, 0217-8, 0130-7) мы разделили астрометрически впервые. Среди новых систем отметим 0190-10, где мы обнаружили третий компонент у известной ранее спектральной пары [4].
Помимо новых измерений мы приводим резуль-
Название объекта Другое название рП 0(°) Ат Фильтр Эпоха
0102-20 НІР 26676 0.119±0.006 308.0±2.8 3.2±0.4 550/20 2006.94164
0191-55 ВО+58° 876 0.806±0.007 125.1 ±0.3 2.00±0.11 800/100 2006.94475
ЕШ+190 1185А НІР 28671 0.114±0.002 183.6±0.7 1.77±0.04 550/20 2006.94711
089-14 НІР 35756 0.979±0.009 0.8±0.4 4.1±0.4 800/100 2006.94455
087-45 ЫЬТТ 18038 0.282±0.004 271.3±0.5 2.01±0.04 550/20 2006.94723
087-45 ЫЬТТ 18038 0.282±0.003 270.7±0.4 1.76±0.04 800/100 2006.94724
087-47 НІР 36936 0.077±0.003 54.0*±2.1 1.7±0.3 800/100 2006.94725
0111-38АВ НІР 38195 0.084І0.002 7.9±0.7 0.78±0.03 550/20 2006.94751
0111-38АВ НІР 38195 0.084І0.002 7.8±1.3 0.75±0.03 800/100 2006.94749
0111-38АС НІР 38195 2.111 ±0.018 200.0±0.3 1.34±0.04 550/20 2006.94751
0111-38АС НІР 38195 2.112±0.018 200.0±0.3 1.10±0.04 800/100 2006.94749
0111-38ВС НІР 38195 2.193±0.019 199.5±0.3 0.57І0.05 550/20 2006.94751
0111-38ВС НІР 38195 2.194±0.019 199.5±0.3 0.36±0.05 800/100 2006.94749
0114-25 НІР 44111 0.773±0.008 323.7І0.5 3.9 ±0.2 800/100 2006.94742
— положение вторичного компонента известно с неопределенностью в ±180°
таты повторной обработки звезд из работы [1] в Табл. 2. Незначительным отличием от результатов работы [1] явились скорректированные оценки углового расстояния, связанные с уточнением коэффициентов перехода от измерений в элементах разрешения матрицы к единицам измерения в угловой мере. Безусловно, это отразилось только на измерениях широких пар. Кроме того, мы более тщательно проанализировали ошибки измерений для каждого объекта и привели эпоху наблюдения каждой пары, чего не было сделано в работе [1]. Звезды, оставшиеся неразрешенными, приведены в Табл. 3.
4. ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ СВЕДЕНИЯ О РАЗДЕЛЕННЫХ ЗВЕЗДАХ
В данном разделе мы собрали дополнительную информацию о разрешенных звездах (см. также Табл. 4). Для некоторых объектов приведены два расстояния, определенные по тригонометрическим [5] и фотометрическим [6] параллаксам. Очевидно, расстояние, полученное вторым способом, будет заниженным, так как не учитывается светимость дополнительного компонента. С другой стороны, дополнительный
компонент также вносит ошибку и в измерения тригонометрического параллакса, особенно в короткопериодических системах.
G76-21 (02^41т13!6 +09°46/12//; НІР 12529). Звезда спектрального класса Р2 [7] с гелиоцентрическим расстоянием примерно равным 190 пк [5] и 90 пк согласно работе [6]. Наблюдалась методом покрытия луной, но не была разделена на индивидуальные компоненты [8]. Известна как SB2 система, подозреваемая в двойственности по результатам измерений металличности [6]. Спектральные наблюдения показывают признаки периодичности с периодом около 10 дней, однако убедительных признаков изменения лучевой скорости объекта зафиксировать не удалось [9]. Астрометрически разделена нами впервые.
G89-14 (07н22т31!5 +08°49'13"; НІР 35756; WDS 07224+0854). Ранее нами был обнаружен четвертый компонент [1] в тройной системе, состоящей из спектрально-двойной пары с периодом 190 дней [4] и удаленного на 34" от нее спутника с общим собственным движением [10]. Повторные наблюдения в фильтре 550/20 не позволили обнаружить спекл-интерферометрический компонент, удаленный от спектральной пары на 0.98",
=1=
водим разность блеска между ее компонентами. В работе [4] приводится как спектрально-двойная с неизвестным периодом. Более чем за двадцать четыре года спектральных наблюдений у звезды отмечается систематическое уменьшение лучевой скорости [9]. Расстояние, определенное по тригонометрическому параллаксу, составляет около
110 пк [5], а по фотометрическому параллаксу — 100 пк [6].
G142-44 (19^38т53!2 +16°25'34"; NLTT 48059; TYC 1602-2423-1). Впервые разрешенная нами двойная система спектрального класса 05 на расстоянии 110 пк [6]. Пара наблюдалась четыре раза (см. Табл. 1), три из которых в фильтре 800/100. Слабый контраст полос в спектре мощности в фильтре 600/40 позволил оценить лишь нижнюю границу разности блеска между компонентами в данной области спектра.
G190-10 (23^07т59.8 +41°51'20"; NLTT 55914; TYC 3224-2564-1). Новая тройная система спектрального класса 01 [7]. У известной ранее ЭВ1 системы с периодом около 30 дней [4] мы обнаружили внешний третий компонент, находящийся в 0.98" от внутренней системы. Расстояние до объекта 90 пк [6].
G28-43 (23^09т32!9 +00°42'40"; НІР 114349). Впервые разрешенная нами двойная система спектрального класса 02 [7]. Гелиоцентрическое расстояние 40 пк [6]. Параллакс спутника НІРРЛРСОБ не приведен [7]. Широкий компонент CCDM Л23096+0043В, удаленный на 12.2", не является физической парой [14].
Таблица 3. Неразрешенные звезды
Название Фильтр (А/ДА,нм) Эпоха Название Фильтр (А/ДА,нм) Эпоха
G265-1 550/20; 800/100 2007.4952 G20-15 550/20; 800/100 2007.4871
G130-65 800/100 2007.5147 G182-31 550/20 2007.2493
G31-55 600/40; 800/100 2007.7253 G183-9 550/20 2007.2494
HD 3567 600/40; 800/100 2007.7254 G183-9 600/40 2007.5090
G242-65 600/40 2007.4953 G183-11 550/20 2007.2493
G242-71 600/40 2007.4952 G182-32 800/100 2007.2437
G271-162 800/100 2007.7391 G183-16 550/20 2007.2493
BD-1° 306 550/20; 800/100 2007.7391 G20-24 550/20; 800/100 2007.4872
G75-31 800/100 2007.7312 G140-44 550/20; 800/100 2007.4873
G4-36 800/100 2007.7312 G140-46 550/20; 800/100 2007.4872
G4-37 800/100 2007.7312 G206-34 800/100 2007.2493
G75-56 800/100 2007.7366 G21-19 550/20; 800/100 2007.4872
так как в этом участке спектра его блеск слабее более чем на 5 звездных величин блеска SB1 пары. Наблюдения же в фильтре 800/100 (см. Табл. 1) в марте 2007 г. подтвердили в пределах ошибок результаты наблюдений декабря 2006 г. Гелиоцентрическое расстояние квадрупольной системы составляет 95 пк [6] и примерно 170 пк согласно [5].
G59-1 (12^08т54!7 +21°47' 19"; HIP 59233; WDS 12089+2147). Тройная система. Внутренняя пара интегрального спектрального класса G2V [7] обнаружена спутником HIPPARCOS [5]. Внешний компонент, находящийся на расстоянии около 16", обладает с внутренней парой общим собственным движением [10]. Нами разделена внутренняя подсистема. Гелиоцентрическое расстояние примерно равно 110 пк [5] и 50 пк, согласно работе [6].
G63-46 (13Л39m59?6 +12°35'22''; HIP 66665; WDS 13400+1235). Двойная звезда спектрального класса F9V [7]. Впервые разделена спутником HIPPARCOS [5]. Имеются спекл-интерферометрические измерения [11, 12]. Расстояние до системы около 130 пк [5] и 60 пк [6].
G135-16 (14^04™01S6 +22°31'30"; HIP 68714). Двойная звезда спектрального класса G2 [7]. Впервые разрешенная нами астрометрически пара, скорее всего, является спектрально-двойной системой типа SB1 с периодом 2606 дней [4]. Оценки гелиоцентрического расстояния примерно равны 80 пк [5] и 65 пк [6].
G168-42 (16fc19m51S7 +22°38'20"; HIP 80003). Астрометрическая двойная система [11, 13] спектрального класса sd:G2 [7]. Мы впервые при-
Название Фильтр (А/ДА,нм ) Эпоха Название Фильтр (А/ДА,нм ) Эпоха
095-11 800/100 2007.7367 0125-5 550/20 2007.2493
089-14 550/20 2007.2404 092-6 600/40; 800/100 2007.4901
013-9 550/20 2007.2406 ЕШ+26° 3578 550/20; 800/100 2007.4901
011-44 550/20 2007.2406 НО 188510 550/20; 800/100 2007.4901
0123-9 800/100 2007.2464 0186-26 600/40; 800/100 2007.4929
012-21 550/20 2007.2406 НО 194598 600/40 2007.4954
013-35 550/20 2007.2406 0262-14 600/40; 800/100 2007.4953
013-38 550/20 2007.2406 024-17 600/40 2007.4955
0199-20 800/100 2007.2465 024-17 800/100 2007.5065
059-27 800/100 2007.2464 024-25 800/100 2007.5064
060-46 550/20 2007.2407 0210-33 800/100 2007.5117
060-48 550/20 2007.2407 0212-7 550/20; 800/100 2007.5117
014-33 800/100 2007.2408 НО 201891 550/20; 800/100 2007.4955
0177-23 550/20 2007.2465 025-24 800/100 2007.5065
0255-32 800/100 2007.2466 0187-40 800/100 2007.5118
062-52 550/20 2007.2435 026-1 600/40; 800/100 2007.4901
064-12 800/100 2007.2436 026-1 800/100 2007.5065
0150-40 800/100 2007.2464 0126-10 800/100 2007.5093
0165-39 550/20 2007.2464 093-27 800/100 2007.5065
065-22 800/100 2007.2463 0231-52 600/40; 800/100 2007.4953
064-37 800/100 2007.2409 0188-22 800/100 2007.5118
0239-12 800/100 2007.2466 0126-36 800/100 2007.5066
0178-27 550/20 2007.2464 0188-30 800/100 2007.5118
0201-5 800/100 2007.2435 0232-40 600/40 2007.4953
066-30 550/20 2007.2410 0214-5 800/100 2007.5118
0166-54 800/100 2007.2409 027-8 800/100 2007.5066
066-51 550/20 2007.2410 0126-52 600/40 2007.5092
0179-22 550/20 2007.2465 0126-62 600/40 2007.5092
0201-44 550/20 2007.2435 ЬРТ 1697 800/100 2007.5066
015-24 800/100 2007.2466 018-39 800/100 2007.5093
0168-26 800/100 2007.2410 0156-7 800/100 2007.5093
0180-24 550/20 2007.2434 018-54 600/40 2007.5093
0202-35 800/100 2007.2435 027-33 800/100 2007.5093
0180-58 800/100 2007.2434 0233-26 600/40 2007.4953
Таблица 3. Неразрешенные звезды (Продолжение)
Название Фильтр (А/ДА,нм ) Эпоха Название Фильтр (А/ДА,нм ) Эпоха
G153-64 800/100 2007.2438 G128-11 600/40 2007.5094
G17-25 550/20; 800/100 2007.2438 G128-11 800/100 2007.5119
G202-65 800/100 2007.2435 G242-14 600/40 2007.4952
G180-66 800/100 2007.2435 G68-3 550/20; 800/100 2007.5119
G169-28 800/100 2007.2412 G190-15 550/20; 800/100 2007.5119
G139-8 800/100 2007.2411 G29-25 800/100 2007.5121
G19-25 550/20 2007.2494 G29-71 800/100 2007.5121
G139-49 550/20 2007.2494 G20-8 550/20 2007.2494
G141-47 (18h53m 16S5 +10o37'26"; BD+10o3711; TYC І0З0-ЗІ6-І). Впервые разрешенная нами астрометрически пара с угловым расстоянием примерно равным 0.04" является спектральнодвойной системой типа SB! с периодом 388.52 дня [4] и спектральным классом F8 [7]. Не исключено, что мы обнаружили третий компонент к известной спектральной паре. Гелиоцентрическое расстояние до объекта ІІ0 пк [6]. Система наблюдалась два раза в июне в фильтрах 550/20 и 800/І00, а также в сентябре в фильтре 800/І00. поэтому необходим дальнейший мониторинг В Табл. І мы приводим лишь предварительную фотометрию спекл-интерферометрической пары по результатам июньских наблюдений в фильтре 800/І00 из-за низкого отношения сигнал/шум накопленных спектров мощности. G217-8 (23h26m32S8 +60o37'43"; HIP ІІ5704). Спектрально двойная система спектрального класса F2 [7] с предварительной орбитой (период 9632 дня)
[4] впервые разрешена нами астрометрически. Расстояние до системы примерно равно ІІ0пк[5] и І05пк[6]. Объект наблюдался нами два раза: в июне, в фильтре 600/40, и сентябре, в фильтре 800/І00. К сожалению, качество спектров мощности в обоих фильтрах не позволило нам определить разность блеска между компонентами и отразилось на точности измерения позиционных параметров (см. Табл. І).
G130-7 (23h45m00S1 +30°20' 10"; HIP ІІ7І50). Впервые разделенная нами на индивидуальные компоненты система спектрального класса F [7] на расстоянии порядка І60 пк [5] (І20 пк [6]) от Солнца.
5. КРАТНОСТЬ ЗВЕЗД
5. І. Удаленные компоненты
Для ІІ4 рассматриваемых объектов мы привлекли дополнительно имеющиеся сведения о
спектральной кратности [4, 15] и данные об удаленных компонентах из каталога WDS [16]. Если спектральные и интерферометрические измерения не вызывают сомнений в том, что компоненты являются физически связанными, то к широким визуальным компаньонам следует относиться более
внимательно. Всего для наших звезд было найдено 104 WDS-компаньона, большая часть из которых была нами отброшена как случайные оптические проекции. В Табл. 5 приведены данные по всем найденным широким компонентам звезд нашей выборки. В первой колонке содержатся названия исследуемых звезд, во второй — все найденные WDS-компоненты. Для компонентов, физическая связь которых со звездами выборки установлена, в колонках 3 и 4 приведены, соответственно, расстояния в угловых секундах и разность блеска.
В колонке 5, озаглавленной “Статус”, знаком “+” отмечены компоненты, для которых мы допускаем
физическую связь с главной звездой, знаком “—” мы обозначили несвязанные оптические пары. Дополнительный знак вопроса в этой колонке отмечает тот факт, что мы не полностью уверены в правильности принятого решения, а одиночный знак вопроса стоит в случае единственного измерения, на основании которого нельзя сделать каких-либо заключений о физической связи компонент. В последней колонке приведены ссылки на работы, в которых есть сведения о соответствующей паре и подтверждена или опровергнута их физическая связь. Во всех случаях это работы [10] и [14], посвященные широким парам звезд населения II типа и каталог [5]. Дополнительный символ * в этой колонке говорит о том, что наши наблюдения подтверждают наличие данного компонента. Если
Название системы/подсистемы Координаты (2000.0) ту [т/Н]* Общая кратность системы
076-21 02/141т13®6 +09°46/12// 10.17 -2.28 2
089-14 07/122т31®5 +08°49/13// 10.40 -1.90 4
059-1 12/108т54®7 +21°47/19// 9.49 -1.14 3
063-46 13/139т59!6 + 12°35/22// 9.37 -1.03 2
0135-16 14'104т0Г?6+22°31/30// 10.16 -1.04 2
0168-42 16/119т51®7 +22°38/20// 11.51 -1.42 2
0141-47 18/153т16®5 + 10°37/26// 10.5 -1.34 2
0142-44 19/138т53®2 + 16°25/34// 11.16 -1.17 2
0190-10 23л'07т59!8 +41°51/20// 11.22 -1.92 3
028-43 23/109т32!9 +00°42/40" 9.96 -1.80 2
0217-8 23/126т32!8 +60°37/43" 10.47 -2.24 2
0130-7 23/145т0№1 +30°20/10" 11.72 -1.62 2
* — металличности взяты из каталога CLLA [6].
Таблица 5. WDS компоненты для звезд выборки
Название \VDS-KOMnaHbOH рП А т Статус Ссылка
0242-65 00437+72110 8 0 10АВ - [14]
00437+72110 8 0 10АС - [14]
059-1 12089+2147Н081714Аа 0.3 2.25 + [5],*
12089+2147Ь08 930АВ 15.7 5.51 + [10]
062-52 13360+0112080 54 - [14]
063-46 13400+1235Н081917 0.2 0.68 + [5],*
0239-12 14189+7314080 55АВ - [14]
14189+7314080 55АС - [14]
0179-22 15144+3301080 62 - [14]
015-24 15307+0824 0 8 0 64 - [14]
0180-24 16032+4215080 67 - [14]
0168-42 16199+22380 8 0 68АВ - [14]
16199+22380 8 0 68АС - [14]
0180-58 16283+4441080 71 - [14]
0153-64 16325-0834 0 8 0 72 - [14]
017-25 16348-0412010 144АВ 1170.7 4.25 + [14]
Таблица 5. WDS компоненты для звезд выборки (Продолжение)
Название компаньон рП А т Статус Ссылка
16348-0412ЬМР НАС - [14]
16348-0412ЬМР 14ЕШ - [14]
16348-0412ЬМР 14ВЕ - [14]
0169-28 16502+22190 8 0 74АВ - [14]
16502+22190 8 0 74АС - [14]
019-25 17260-02450 8 0 78АВ - [14]
17260-02450 8 0 78АС ?
020-8 17398+0225080 83АВ - [14]
17398+02250 8 0 83АС - [14]
020-15 17475-08470 8 0 84АВ -
17475-08470 8 0 84АС -
17475-08470 8 0 84АО -
0182-31 17523+3624 0 8 0 85 - [14]
0183-9 17530+15210 8 0 86АВ - [14]
17530+1521080 86АС - [14]
0183-11 17547+20160 8 0 88 - [14]
0182-32 17551+37450 8 0 89АВ - [14]
17551+3745080 89АС - [14]
17551+37450 8 0 89АО - [14]
020-24 18079+01530 8 0 93АВ ?
18079+01530 8 0 93АС - [14]
18079+01530 8 0 93АО - [14]
18079+01530 8 0 93АЕ - [14]
18079+01530 8 0 93АЕ -
0140-44 18115+14550 8 0 94 - [14]
0140-46 18124+0524 0 8 0 95 - [14]
0206-34 18353+28420 8 0 101 АВ - [14]
18353+2842080 101 АС - [14]
18353+2842080 Ю1А0 - [14]
18353+2842080 101АЕ - [14]
18353+28420 8 0 101 АЕ - [14]
092-6 19297+0102080 109АВ - [14]
19297+01020 8 0 109АС - [14]
19297+01020 8 0 Ю9А0 ?
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД 307
Таблица 5. WDS компоненты для звезд выборки (Продолжение)
Название компаньон рП А т Статус Ссылка
19297+01020 8 0 109АЕ ?
19297+0102080 109АЕ - [14]
19297+01020 8 0 109АО ?
19297+0102080 109АН _?
19297+01020 8 0 109А1 ?
19297+01020 8 0 109АЛ - [14]
19297+0102080 109АК ?
0142-44 19389+16260 8 0 110АВ -
19389+16260 8 0 11 ОАО - [14]
19389+16260 8 0 11 ОАО - [14]
19389+16260 8 0 110АЕ - [14]
19389+16260 8 0 110АЕ - [14]
19389+16260 8 0 11 ОАО _?
19389+16260 8 0 110АН - [14]
0186-26 20248+25030 8 0 125АВ ?
20248+25030 8 0 125АС _?
0210-33 20454+40230 8 0 133АВ - [14]
20454+40230 8 0 133АС - [14]
20454+4023080 133АО - [14]
20454+4023080 133АЕ - [14]
0212-7 20553+4218080 137АВ - [14]
20553+4218080 137АС - [14]
20553+4218080 137АО - [14]
20553+4218080 137АЕ ?
20553+4218080 137АЕ - [14]
20553+4218080 137АО - [14]
0187-40 21220+27270 8 0 145 - [14]
093-27 21399+06230 8 0 151АВ 3.3 2.66 + [14]
21399+0623080 151 АС - [14]
0231-52 21393+60170 8 0 150 - [14]
0188-22 21440+27230 8 0 155 5.0 6.93 + [14]
0188-30 21553+3239080 162АВ - [14]
21553+32390 8 0 162АС - [14]
0232-40 21554+56080 8 0 163АВ - [14]
Таблица 5. WDS компоненты для звезд выборки (Продолжение)
Название компаньон рП Ат Статус Ссылка
21554+56080 8 0 163АС - [14]
0214-5 21592+41020 8 0 164АВ - [14]
21592+41020 8 0 164АС - [14]
21592+41020 8 0 164АО - [14]
027-8 22032-0113Ь0 84938АВ _?
22032-01130 8 0 166АС ?
0126-62 22115+1806СВД 119Аа,АЬ 0.2 +?
22115+18060 8 0 171 Аа,В - [14]
ЬРТ 1697 22144-08450 8 0 174 - [14]
018-39 22186+0827080 175 - [14]
027-33 22328-0557080 181 - [14]
0233-26 22399+6143080 184АВ - [14]
22399+6143080 184АС - [14]
0190-10 23080+41510 8 0 189 - [14]
0217-8 23265+60380 8 0 196АВ - [14]
23265+60380 8 0 196АС - [14]
23265+60380 8 0 196АО - [14]
23265+60380 8 0 196АЕ - [14]
0130-7 23450+30200 8 0 204 - [14]
029-71 23500+08430 8 0 207 - [14]
ссылок не дано, то это означает, что решение о физической связи принималось нами самостоятельно на основе данных из каталога WDS. Для этого мы проанализировали изменения расстояний между компонентами со временем и разность блеска между ними.
В результате из 104 WDS-компонентов мы оставили лишь 7 (с отметками “+” и “+?”), которые и учитывались при подсчете соотношения систем различной кратности.
5.2. Соотношение систем различной кратности
Для подсчета соотношения систем различной кратности мы привлекли все найденные в литературе сведения о наблюдениях данных систем различными методами. Из 114 рассматриваемых звезд 27 являются спектрально-двойными [4, 6, 15], 11
звезд — спекл-интерферометрически двойными. У 7 звезд имеются компаньоны из каталога WDS. При рассмотрении спектрально-двойных систем мы учитывали как пары с известными орбитальными периодами, так и системы, период которых не определен. Разумеется, существуют компоненты, обнаруживаемые одновременно различными методами. Помимо этого мы пересмотрели соотношение систем различной кратности из работы [1]. Из двойных систем была исключена звезда 0120-15, так как в каталоге WDS существует только одно измерение позиционных параметров этой пары, не позволяющее сделать окончательных выводов. Две неучтенные двойные системы BD+250 1981 и HD97916 были добавлены из работы [17], три системы — 043-3 (см. также [17]), 0186-26 и 0210-33 были учтены нами как двойные на основа-
СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД
309
нии существования небольшой вариации лучевых скоростей [9].
В итоге, для исследованных 223 звезд гало и толстого диска [1], из которых 221 является главным компонентом, соотношение одиночных, двойных, тройных и квадрупольных систем, обнаруживаемых всеми методами, составило 147:64:9:1. Таким образом, из 306 рассмотренных звезд (221 главный компонент и 85 спутников) 159 входит в состав кратных систем, что составляет больше половины. Кратность же выборки около 33%, где под кратностью мы понимаем отношение кратных систем к общему числу систем.
Аналогичная оценка для звезд диска спектральных классов от Р7 до 09, полученная в работе Дюкенуа и Майора [18], составляет 51:40:7:2. Необходимо обратить внимание на различие двух сравниваемых выборок. Если наша выборка формировалась отбором звезд с определенными звездными величинами и пространственными скоростями, то выборка из работы [18] ограничена лишь по расстоянию: все звезды находятся не далее, чем в 22 пк от Солнца.
6. ВЫВОДЫ
В результате спекл-интерферометрических наблюдений на БТА 223-х низкометалличных звезд в окрестности Солнца с большими собственными движениями из каталога CLLA [6] 19 систем разрешено на компоненты, причем 15 объектов астрометрически разделены впервые. Три разрешенные нами системы 076-21 (ШР 12529), 0114-25 (Н1Р 44111) и 0217-8 (Н1Р 115704) обладают металличностью [ш/И] < —2 [6]. Дополнительные сведения о спектральной [4, 6, 15, 17] и астрометрической [10, 14, 16] кратности позволили оценить соотношение одиночных, двойных, тройных и квад-рупольных систем, оно составило 147:64:9:1.
Часть обнаруженных спекл-интерферометрических пар с относительно небольшими периодами пригодна для мониторинга с целью построения орбит и определения масс низкометалличных звезд, необходимых для калибровки зависимости масса— светимость. Актуальность подобных исследований обусловливается тем фактом, что по сей день остается острая нехватка эмпирического материала для рассматриваемого диапазона металличности.
Представленная выборка [1] является наиболее полно исследованной на предмет кратности среди звезд гало и толстого диска. Данное обстоятельство позволяет использовать ее для статистических исследований, в которых немаловажную роль играют физически связанные компоненты. Безусловно, следует помнить о селекционных эффектах, обусловленных расстоянием до объектов, их кратностью и собственными движениями, лежащим в
основе выборки. С другой стороны, с большой вероятностью для некоторых объектов на сегодняшний день не удалось обнаружить компоненты всеми рассмотренными выше методами. В первую очередь это касается маломассивных спутников. Все это является стимулом для дальнейших наблюдений и теоретических исследований.
БЛАГОДАРНОСТИ
Работа поддержана грантом Российского фонда фундаментальных исследований (проект 04-0217563) и программой Отделения физических наук РАН. Исследования выполнены с использованием базы данных Simbad [7] и каталога WDS[16]. Авторы выражают благодарность Д. Латаму за предоставление информации о спектральной кратности и орбитальных периодах избранных объектов.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Д. А. Растегаев, Ю. Ю. Балега, Е. В. Малоголовец, Астрофизический бюллетень 62, 251 (2007).
2. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronom. and Astrophys. 385, 87 (2002).
3. E. A. Pluzhnik, Astronom. and Astrophys. 431, 587
(2005).
4. D. W. Latham, R. P. Stefanik, G. Torres et al., Astronom. J. 124, 1144 (2002).
5. M. A. C. Perryman, ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues (ESA Publ. Division, SP—1200, 1997).
6. B. W. Carney, D. W. Latham, J. B. Laird et al., Astronom. J. 107, 2240 (1994) (CLLA).
7. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid
8. A. Richichi, I. Percheron, Astronom. and Astrophys. 386, 492 (2002).
9. D. W. Latham, личное сообщение (2008).
10. C. Allen, A. Poveda and M. A. Herrera, Astronom. and Astrophys. 356, 529 (2000).
11. H. Zinnecker, R. Kohler, and H. Jahreiss, Rev. Mex. A & A 21,33 (2004).
12. W. I. Hartkopf, B. D. Mason, and T. Rafferty, (in preparation).
13. N. M. Law, S. T. Hodgkin, and C. D. Mackay, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 368, 1917
(2006).
14. M. R. Zapatero Osorio and E .L. Martin, Astronom. and Astrophys. 419, 167 (2004).
15. D. Goldberg, T. Mazeh, D. W. Latham et al., Astronom. J. 124, 1132 (2002).
16. B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf et al., Astronom. J. 122,3466(2001).
17. B. W. Carney, D. W. Latham, J. B. Laird et al., Astronom. J. 122,3419(2001).
18. A. Duquennoy and M. Mayor, Astronom. and Astrophys. 248,485(1991).
SPECKLE INTERFEROMETRY OF METAL-POOR STARS IN THE SOLAR
NEIGHBORHOOD. II
D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega, A. F. Maksimov, E. V. Malogolovets, V. V. D’yachenko
The results of speckle interferometric observations of 115 metal-poor stars ([m/H] < —1) within 250 pc from the Sun and with proper motions ^ > 0.2"/yr, made with the 6-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences, are reported. Close companions with separations ranging from 0.034" to 1" were observed for 12 objects—G76-21, G59-1, G63-46, G135-16, G168-42, G141-47, G142-44, G190-10, G28-43, G217-8, G130-7, and G89-14—eight of them are astrometrically resolved for the first time. The newly resolved systems include one triple star—G190-10. If combined with spectroscopic and visual data, our results imply a single:binary:triple:quadruple star ratio of 147:64:9:1 for a sample of 223 primary components of halo and thick-disk stars.
