CC BY
30
УДК 524.33/35-36
ЗВЕЗДЫ С РАЗЛИЧАЮЩИМИСЯ ВЕЛИЧИНАМИ v sin i, ОПРЕДЕЛЕННЫМИ ПО ЛИНИЯМ Call 3933 и MgII 4481 AI. HD2913 — ЗВЕЗДА С КОМПОЗИТНЫМ СПЕКТРОМ
©2011 Ю. Зверко1*, И. Жижновски1, И. Илиев2, И. Барзова2,
И. Статева2, И. И. Романюк3, Д. О. Кудрявцев3, Е. А. Семенко3
Астрономический Институт Словацкой академии наук, 059 60, Татранска Ломница, Словакия 2Институт астрономии, НАО Рожен, София, Болгария 3Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 3 февраля 2011 г.; принята в печать 17 марта 2011 г.
Осевое вращение звезды играет важную роль в ее эволюции, физических условиях в ее атмосфере и проявляется в спектре уширением линий. Методы определения v sin i основаны на сравнении наблюдаемых профилей спектральных линий с теоретическими. Их точность зависит от вида и качества спектрограмм, а также от использованных алгоритмов. Часто используется метод простого сравнения одной линии, например Ca II А3933 A или Mg II А4481 A. Это, однако, может привести к ложным значениям величины v sin i при использовании спектров низкой дисперсии. Мы исследовали спектры звезд с существенными различиями в величинах проекции скорости вращения, указанных в разных источниках, и проанализировали соответствующие спектральные диапазоны для выяснения возможности такого наложения особенностей, которые могут замаскировать правильные профили линий. В предлагаемой работе мы исследовали спектры двойной звезды HD2913A и отождествили спектр ее слабой компоненты “Ab”. Мы определили эффективную температуру, ускорение силы тяжести и проекцию лучевой скорости более слабой компоненты, что позволяет определить ее, как раннюю F-звезду Главной Последовательности. Различия в величинах v sin i, определенных по линиям кальция и магния объясняются следствием наложения двух спектров. Более холодный из них обладает сильной линией Ca II-K и это существенно уширяет профиль линии.
Ключевые слова: звезды — переменные и пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Когда мы отбирали химически пекулярные звезды с неоднозначной классификацией их типа пеку-лярности из каталога Bertaud and Floquet [1], мы нашли большую разницу между величинами v sin i, представленными в каталогах Palmer et al. [2] и Wolf and Preston [3].
В первой работе данные получены по линии Ca II А 3933A, а во второй — линии MgII А 4481 A. Одной из этих звезд была 53Aur, в которой мы выделили спектр компаньона [4].
В дальнейшем мы нашли еще 24 таких звезды, 5 из которых классифицируются как химически пекулярные в каталоге [1], и еще 3 — в каталоге [5]. Эти звезды представлены в Табл. 1. Кроме главного
E-mail: zve@ta3.sk
различия, они легко делятся на 2 группы: 15 звезд v sin ¿(Ca) > v sin ¿(Mg) и 9 звезд с обратным соотношением.
На протяжении семидесятых и восьмидесятых годов прошлого столетия мы собрали коллекцию фотографических спектров избранных звезд, а начиная с 2009 года, отнаблюдали их с высоким разрешением и высоким отношением C/Ш, используя ПЗС-приемники. Фотографические спектры могут помочь прояснить причину того, почему произошла противоречивая оценка величины скорости вращения. Кроме того, относительно длинный промежуток времени, на протяжении которого выполнялись наши наблюдения, позволяет получить информацию о возможных вариациях лучевой скорости.
В разделе 2 мы описываем наблюдения и методы обработки данных, полученные в наших наблюдениях и определяем физические параметры более
яркой компоненты двойной HD2913A в разделе
3.1. В разделе 3.2 мы выделяем спектр слабого компонента, в 3.3 описываем определение лучевых скоростей компонентов и в 3.4 объясняем природу происхождения различий в величинах v sin i.
2. НАБЛЮДЕНИЯ, МЕТОД
Фотографические спектры были получены на куде-спектрографах 2-м телескопов Астрономического Института Чешской Академии Наук в Ондржейове и Национальной астрономической обсерватории Болгарской Академии Наук в Ро-жене. Обычно использовалась область длин волн А 3650—4900 A, фотоэмульсия Kodak IIaO или IlaOb, обратная линейная дисперсия 8.5 A мм-1. Эти спектры были оцифрованы на компьютерном микроденситометре в Астрономическом Институте в Татранской Ломнице.
ПЗС-спектры были получены в НАО Рожен и в Специальной астрофизической обсерватории РАН (Нижний Архыз). Спектры НАО Рожен были получены на камере Photometries AT200 CCD 1024 х 1024 элементов на 3-й камере куде-спектрографа с разрешением R = 22 000. Область с линией Ca II простирается от 3898 до 3967 A и область с линией Mg II от 4447 до 4550 A.
Была использована стандартная процедура обработки спектров IRAF.
Спектры САО были получены на 6-м телескопе БТА на эшелле-спектрометре НЭС, оборудованном ПЗС-камерой 2048 х 2048 [6] элементов, дающем спектральное разрешение R = 43 000 в спектральной области 4226—5654 A, и на Основном звездном спектрографе БТА (ОЗСП), оборудованном зеемановским анализатором и ПЗС-камерой CCD2 2048 х 2048 элементов с R = 15 000 в спектральной области 4453—4695 A.
Пакеты программ ZEEMAN [7] и REDUCE [8] были использованы для обработки спектров САО РАН. Использовались также доступные архивные данные, например “ELODIE” (обозначены E в Табл. 1).
Программа SYNSPEC [9, 10] использовалась для вычислений синтетических спектров, в частности, детальных профилей линий Ca II 3933 и Mg II 4481, а также для определения содержания элементов путем сравнения с наблюдаемыми профилями. LTE-модели атмосфер были интерполированы с использованием сетки моделей Castelli and Kurucz [11]. Сведения об атомных параметрах
были взяты из базы данных VALD [12—15]. Эффективные температуры и ускорения силы тяжести были вычислены с использованием программ UVBYBETA [16] и TEFFLOGG [17] с данными uvby/З, взятыми из SIMBAD.
Лучевые скорости определялись методом CCF [18].
3. АНАЛИЗ 3.1. Общие данные
Для HD2913 (51 Psc, HR 132, ADS 449A, CCDM J00324+0657A) B9.5V Palmer et al. [2] дают v sin i = 260 км с-1 по линии Ca II3933 A в то время как, согласно Wolff and Preston [3], v sin i = 125 км с-1 по линии Mg II4481 A. В списке SIMBAD приведены 4 значения v sin i от 145 до 180 кмс-1. Royer etal. [19]дают v sin i = 180 км с-1 и отмечают, что звезда является тесной двойной.
Используя индексы uvby/З и суммируя пять сетов данных, взятых в списке SIMBAD, мы определили, что величина эффективной температуры находится в пределах между 11110 K и 11380 K. Принимая во внимание относительную интенсивность линий FeI и Fe II, мы пришли к следующим величинам: Teff = 11120 ± 40 K, log g = 4.31 ± 0.03, где ошибки формальные и были вычислены программами UVBYBETA и TEFFLOGG.
В каталоге двойных и кратных звезд имеется ремарка: двойная или кратная звезда. Africano et al. [20] по лунным покрытиям предположили, что ADS 449A, возможно, является тройной системой, однако они отмечают, что реальность существования третьей компоненты остается сомнительной. Разница в блеске между двумя более яркими компонентами, обозначенными как “Aa” и “Ab”, в голубой области спектра была около 3 звездных величин, в то время как в красной — около 2 величин. Рис. 1 воспроизведен из SIMBAD и демонстрирует ближайшие окрестности объекта, однако не принимается во внимание разница в блеске компонентов тесной пары.
3.2. Спектры
Список спектров, использованных для анализа HD2913, приведен в Табл. 2.
На ПЗС-спектрах, полученных на ОЗСП, обнаруживаются две системы линий с разными интенсивностями и ширинами. Кроме двух выдающихся линий MgII А4481 и HeI А4471 A в спектре легко отождествляются слабые широкие линии с
Таблица 1. Список звезд программы и выполненные наблюдения
v sin i Классификация Наблюдения
HD [2] [3] [2] [23]
2913 260 125 B9.5V MSS
8837 135 35 A0III MSS, NES, NAO
9531 215 175 ::Si B9IV MSS
25152 50 250 A0V MSS, NAO, E
31592 170 50 A0V MSS
44783 65 300 B8Vn NES, E
45563 50 125 ?SiSr B9V NAO
47964 95 50 B8III MSS, NAO
51688 120 50 Si, var B8III MSS
53744 160 350 ?Pec B9V NES, NAO
90599 90 13 Ap AOpSi(Cr) MSS, NES, NAO, E
113797 0 175 Si, var B9V MSS, NAO
114376 0 125 B7III NAO, MSS
129174 60 16 B9p MnHg NES
136849 180 350 B9Vn NAO, E
138527 0 175 B8V B9V [5] NES, NAO
172044 75 40 Ap B8 HgMn NES, NAO
175132 95 42 B9p NES
182255 70 25 B6 He w [5] MSS, NES, E
183986 100 30 B9.5III MSS, NES, NAO
188485 95 150 A0III NES, NAO
199892 100 25 B7III NES, NAO
204862 190 120 B9.5V MSS, NES
214923 180 125 B8V [24] MSS, NES, E
центральными глубинами 0.03 в единицах континуума и много очень слабых и узких линий глубиной
0.01. В то время как для сильных линий Mgll и He I и для широких мелких линий, за исключением
их центральных частей, v sin i = 170 км с-1 вполне подходит, очень слабые узкие линии требуют значительно меньших величин скорости. Одновременно анализ содержания по очень слабым узким линиям указывает на более низкую температуру.
Мы иллюстрируем это на Рис. 2, где вместе с двумя наблюдаемыми спектрами изображен синтетический спектр, вычисленный для температур, ускорений силы тяжести и v sin i, указанных выше (впредь “первичный” компонент обозначается как Aa компонент двойной звезды). Разница между синтетическим и наблюдаемым спектром очевидна. В то время как синтетический спектр хорошо воспроизводит широкие особенности, наблюдаемые
Рис. 1. Детальный обзор окрестностей НО 2913. Двойной круг — это АП$449А, на отдалении слева ADS449B. Масштаб сетки 10 угловых секунд.
Таблица 2. Список спектров
Спектр Дата Сигнал/ Спектральная
№. г/м/д шум область
cd3362 1979/09/01 «20 3750-4880 А
2k1305 1982/11/02 «25 3760-4900 А
zn3334 2009/01/13 1100 4453-4694 А
zn2627 2009/08/31 440 4399-4639 А
в спектре, в нем не отражается изобилие очень слабых узких линий, видимых всюду в двух наблюдаемых спектрах. Особенно это существенно в области между порядка 4580 и 4620 А. Отметим, что слабые узкие линии на этом рисунке очень хорошо видны несмотря на большую разницу между величинами С/Ш у двух наблюдаемых спектров. Извлекая дополнительную компоненту, мы вычислили для нее синтетический спектр с эксперимен-
тально подобранными величинами Teff = 7 500 K,
log g = 4.0 и v sin i = 50 км с-1 (далее “вторичный компонент” или Ab). Оценка температуры основана на содержании слабых линий металлов в наблюдаемом спектре. Спектры первичной и вторичной компонент были просуммированны, считая отношение светимостей L1 : L2 = 0.9 : 0.1, используя их относительные лучевые скорости, которые были определены по наблюдаемым спектрам так, как это будет описано в разделе 3.3. Отношение блесков было оценено, используя отношение интенсивностей линий компонент. На Рис. 3 представлено сравнение суммированного синтетического спектра с наблюдаемым.
Сравнение лево- и право- циркулярно поляризованных спектров, полученных с зеемановским анализатором (2п3334 и 2627) показало, что не обнаруживается магнитного поля, превышающего ошибки измерений.
4460 4480 4500 4520 4540 4560 4580 4600 4620
Wavelength, Ä
Рис. 2. Участок двух ПЗС-спектров, полученных на временном интервале 8 месяцев. Демонстрируемый синтетический спектр рассчитан с параметрами Teff = 11120 K, log g = 4.31 и уширен до v sin i = 170 кмс-1. Указаны некоторые линии, отождествленные в спектре первичной компоненты. Спектры сдвинуты по вертикали для удобства рассмотрения.
Wavelength, Ä
Wavelength, Ä
Рис. 3. Участки ПЗС-спектров. Вверху: N0. 2627; Внизу: N0. 3334. Обозначены некоторые линии, отождествляемые во вторичной компоненте. Наблюдаемый спектр отмечен как “MSS”, суммарный синтетический отмечен как “АаАЬ”. Спектры сдвинуты по вертикали для удобства рассмотрения.
3.3. Анализ лучевых скоростей
Метод ССР, описанный в [18], был использован для определения лучевой скорости как по фотографическим, так и по ПЗС-спектрам.
Фотографические спектры были оцифрованы
при помощи компьютерного микроденситометра с шагом 0.002 мм, который при обратной линейной
дисперсии 8.5 ¡А мм-1 соответствует 0.017 ¡А в среднем по спектру. Они включают Бальмеровские линии от Нр до Н11. Файлы затем были редуци-
рованы, используя программу SPEFO [21, 22], которая включает в себя отождествление линий в спектре сравнения, вычисление дисперсионной кривой, перевод в интенсивности и нормировку на континуум.
Точки максимальной интенсивности между перекрывающимися крыльями бальмеровских линий были выбраны в качестве точек континуума. Такой же путь ректификации был применен для синтетического спектра.
Это дает возможность избежать смещения вследсвие прогрессивного понижения спектра в сторону высоких членов Бальмеровской серии — эффект, к которому CCF-метод чувствителен. После этой процедуры величина лучевой скорости измеряется относительно синтетического спектра, соответствующего системе бальмеровских линий, как доминантной особенности спектра.
В ПЗС-спектрах, полученных с высоким отношением С/Ш, линии вторичного компонента четко видны, что дает возможность определить также и его лучевую скорость. Лучевая скорость вторичного компонента на 3 км с-1 превышает скорость первичного на обоих ПЗС-спектрах. Поскольку спектры были получены на интервале 8 месяцев, это значит, что не обнаружено никакого орбитального движения потенциальной двойной, либо имеет место маловероятный случай, что спектры получены в одной и той же фазе орбитального периода. Мы хотим отметить, что при суммировании спектров мы учли, что компоненты лучевой скорости отличаются 3 км с-1, как будет описано в разделе 3.4.
Наилучшее совпадение суммарного теоретического спектра с наблюдаемым фотографическим (см. Рис. 4) предполагает, что нет значимых изменений в разности между относительными движениями компонент Aa и Ab.
Измерения лучевой скорости просуммирован-ны в Табл. 3, в которой барицентрическая лучевая скорость представлена в колонках с обозначением “Prim.” и “Sec.” для компонент Aa и Ab соответственно.
База данных SIMBAD содержит сведения о четырех величинах лучевой скорости для HD 2913, а именно: 14.0, 16.5, 17.6 и 19 кмс-1, каждое из которых основывается на многократных измерениях и имеет качество от “A” до “C”. Принимая во внимание, что наибольшее из них имеет качество “C”, оставшиеся три рассеяны в пределах обычной точности измерений.
Наши измерения дают результат в пределах от —2.6 до 10.6 кмс-1. Скорее всего, это указывает
Таблица 3. Лучевые скорости определенные методом CCF
Spectrum JD UT 2400000+ Prim.(±) KM c_1 Sec.(±) км с-1
cd3362 44117.5729 -2.6 (0.5)
2k1305 45275.4486 9.8 (0.5)
zn3334 54845.1993 5.7 (0.7) 8.6(1.1)
zn2627 55075.4472 10.6(0.9) 13.6(1.1)
на возможное орбитальное движение пары Aa+Ab в тройной системе. Но наших четырех измерений недостаточно для того, чтобы можно было претендовать на такой вывод.
3.4. Проблема противоречий в v sin i
Имея извлеченный вторичный спектр и оцененную температуру, ускорение силы тяжести и v sin i более слабой звезды, мы вычислили участок ее спектра также и в области линии Ca II А3933 A. Несмотря на низкое отношение С/Ш фотографических спектров, они имеют достаточное качество для разрешения проблемы несоответствий в v sin i. Суммируя два синтетических спектра для двух компонент таким же способом, как описано в разделе
3.2, мы получили результат, который демонстрируем на Рис. 4.
Из-за более низкой температуры вторичного компонента линия Ca II становится сильнее и ee крылья простираются более чем на 5 A от центральной длины волны линии. Это хорошо видно на Рис. 4 на двух синтетических спектрах (верхние линии). FWHM линии в результирующем суммарном спектре порядка 3.7 A, что в единицах лучевой скорости соответствует порядка 280 кмс-1, сравнимой с величиной 260 кмс-1, определенной Palmer et al. [2]. Таким образом, фотографические спектры дают адекватный результат, подтверждая свою ценность.
3.5. Определение содержания
Мы определили содержание некоторых химических элементов в тех случаях, когда интенсивности их линий существенно различались в синтетических и наблюдаемых ПЗС-спектрах. Оказалось, что более яркая звезда HD2913Aa имеет легкий недостаток гелия 0.8 солнечного и избыток содержания магнитя 3 солнечного. У более слабой
Wavelength, А
Рис. 4. Участок фотографического спектра 2k1305 в районе линии the Ca II 3933 A. Компоненты спектра “первичный” и “вторичный” показаны в соотношении L\/L2 и сдвинуты по длине волны на величину их лучевой скорости (см. Табл. 3) и сдвинуты по вертикали для удобства рассмотрения. Сверху вниз — вторичный, первичный и наблюдаемый с суммарным теоретическим.
звезды HD2913Ab существенно меньше скандия. В синтетическом спектре вторичной компоненты линии Sc II 4420.669 и 4670.407 A определенно присутствуют. Однако они отсутствуют как в первом наблюдаемом спектре No. 2627, так и в последнем No. 3334. Если удалить линию 4420.669 A из синтетического спектра, содержание скандия упадет до 0.05 от солнечного. Удаление второй линии 4670.407 A приводит к необходимости уменьшить содержание скандия до 0.01 солнечного.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В этой первой статье серии мы проанализировали фотографические и ПЗС-спектры кратной системы HD 2913AB. Индивидуальные спектры компонент HD2913Aa и HD2913Ab были извлечены и исследованы, определены физические параметры компонент. Эффективная температура и ускорение силы тяжести HD 2913Aa соответствует спектральному классу B9.5V, что согласуется с определениями Cowley et al. [23], а величина проекции лучевой скорости находится в согласии с величиной, определенной Royer et al. [19]. HD2913Ab — медленно вращающаяся ранняя F-звезда Главной Последовательности. Разница блеска между компонентами Aa и Ab — порядка 2.4 звездной величины в голубой области спектра. Несоответствия между определениями v sin i Palmer et al. [2] и Wolff and Preston [3] были поняты. Большая величина v sin i = 260 кмс_1, оцененная Palmer
et al. [2] соответствует реальным наблюдениям. Ширина линии Ca II А3933 A является следствием суперпозиции двух спектров, из которых более холодный увеличивает ширину кальциевой линии. В атмосфере HD2913Aa понижено содержание гелия: 0.8 солнечного, в то время как она обогащена магнием: 3 солнечного. HD 2913Ab имеет сильный недостаток скандия.
БЛАГОДАРНОСТИ
В нашем исследовании использовались база данных SIMBAD (CDS, Strasbourg, France) и база данных атомных параметров VALD Венского университета. Эта работа частично поддержана грантом VEGA 2/0074/09. Болгарские авторы благодарят Болгарский NSF (гранты DO 02-85 и DO 02-362) за частичную поддержку, а также поддержку наблюдений Институтом астрономии БАН. Российские соавторы благодарят Российский Фонд фундаментальных исследований (грант РФФИ 09-02-00002-а) за частичную финансовую поддержку, гранты ФЦП “Научные и научно-педагогические кадры инновационной России” П-1194 и П-1244.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. Ch. Bertaud and M. Floquet, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 16, 71 (1974).
2. D. R. Palmer, E. N. Walker, D. H. P. Jones, and R. E. Wallis, R. Obs. Bull. 135, 385(1968).
3. S. C. Wolff and G. W Preston, Astrophys. J. Suppl. 37, 371 (1978).
4. J. Zverko, J. Ziznovsky, Z. MikulaSek, and I.Kh. Iliev, Contrib. Astron. Obs. Skalnate Pleso 38, 467 (2008).
5. P. Renson, Catalogue General des Etoiles Ap etAm (Institut d’Astrophysique University de Li’ege, 1991).
6. V. Panchuk, V. Klochkova, M. Yushkin, and
I. Najdenov, Journ. Opt. Technology 76, 87 (2009).
7. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astron. 9, 649 (2000).
8. N. E. Piskunov and J. A. Valenti, Astronom. and Astrophys. 385, 1095 (2002).
9. I. Hubeny, T. Lanz, and C. S. Jeffery, Newsletter on analysis of astronomical spectra No. 20 (1994).
10. J. Krticka, PhD Thesis (Masaryk University, Brno, 1998) [in Czech language].
11. F. Castelli and R. L. Kurucz, in Modelling of stellar atmospheres, IAUS 210, Ed. by N. Piskunov, W W Weiss, and D. F. Gray (ASP, Michigan, 2003), p. 20.
12. N. E. Piskunov, F. Kupka, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 112, 525
(1995).
13. T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, F. Kupka, and W. W. Weiss, Baltic Astronomy 6, 244 (1997).
14. F. Kupka, N. E. Piskunov, T. A. Ryabchikova, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).
15. F. Kupka, T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, et al., Baltic Astronomy 9, 590 (2000).
16. T. Moon and M. M. Dworetsky, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 217, 782 (1985).
17. B. Smalley and M. M. Dworetsky, Astronom. and Astrophys. 293, 446 (1995).
18. J. Zverko, J. Ziznovsky, Z. Mikulasek, and I. Kh. Iliev, Contrib. Astron. Obs. Skalnate; Pleso 37, 49 (2007).
19. F. Royer, J. Zorec, and A. E. Gomez, Astronom. and Astrophys. 463,671 (2007).
20. J. L. Africano, D. S. Evans, F. C. Fekel, and G. J. Ferland, Astronom. J. 81,650(1976).
21. J. Horn et al., Astronom. and Astrophys. 309, 521
(1996).
22. P Skoda, ASPConf. Series 101, 187(1996).
23. A. Cowley, C. Cowley, M. Jaschek, and C. Jaschek, Astronom. J. 74, 375 (1969).
24. D. Hoffleit, Catalogue of Bright Stars (Yale University Observatory, New Haven, Connecticut, 1964).
STARS WITH DISCREPANT v sin i AS DERIVED FROM CAII 3933 AND MG II 4481 A LINES. I. COMPOSITE-SPECTRUM STAR HD 2913
J. Zverko, J. Ziznovsky, I. Iliev, I. Barzova, I. Stateva, I.I. Romanyuk, D.O. Kudryavtsev, E.A. Semenko
Axial rotation of a star plays an important role in its evolution, physical conditions in its atmosphere and the shape of its spectrum. Methods of determining of v sin i are based on comparison of the observed profiles of spectral lines with the theoretical ones. Their accuracy depends on the type and quality of spectrograms, as well as on the algorithms used. A frequently used method is a simple comparison of one line, e.g. the Ca II at 3933 A or Mgii at 4481 A. This, however, may result in a false value of v sin i in case when low-dispersion spectra are used. We investigate the spectra of stars with a significant discrepancy of their rotational velocities introduced in various sources, and analyze the corresponding spectral region from the point of view of possible admixed features, which may mask the true line profiles. We use CCD spectra of the stars having this discrepancy, to compare with theoretical spectra. We also studied photographic spectra, obtained during the 1970s and 1980s. In this work we studied the spectra of the binary HD 2913A, and identified the spectrum of its weaker component designated as “Ab”. We estimated the effective temperature, surface gravity and projected rotational velocity of the weaker component that classify it as an early F-type Main Sequence star. The discrepancy between the values of v sin i derived from the two lines of calcium and magnesium is explained as a consequence of superposition of the pair’s spectra. The cooler component contributes by a strong Ca ii-K line, and thus significantly broadens the observed line profile.
Keywords: stars: binaries: spectroscopic—stars: individual: HD2913A
