CC BY
46
УДК 524.35-325.4
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ И СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ВЫБОРКИ МАГНИТНЫХ CP-ЗВЕЗД
2007 Д. О. Кудрявцев1, И. И. Романюк1, Е. А. Семенко1, Г. А. Соловьев2
Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167, Россия 2Ставропольский государственный университет, ул. Пушкина, 1, г. Ставрополь, 355009, Россия Поступила в редакцию 26 сентября 2006; принята в печать 4 декабря 2006
По спектрам, полученным на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6—м телескопа с разрешением R ~ 15000 и отношением сигнал/шум 200—300, для 32-х магнитных CP-звезд определены лучевые скорости и проекции скоростей вращения на луч зрения (ve sin i). Величины ve sin i находятся в пределах от 18 км/с (нижняя граница, определяемая инструментальным профилем) до 65 км/с. Измерения звезд—стандартов указывают на отсутствие систематических различий в лучевых скоростях между нашими и литературными данными. Найдено или подтверждено, что 8 из 32-х магнитных звезд являются двойными, еще 4 заподозрены в двойственности. Для 27-ми звезд с известными параллаксами определены также компоненты тангенциальной скорости.
1. ВВЕДЕНИЕ
Химически пекулярные (CP) звезды составляют примерно 15% от общего количества звезд спектральных классов B—A, принадлежащих Главной последовательности [1]. Из более чем 6000 известных CP-звезд [2] примерно половина принадлежит к подклассу так называемых магнитных Ap- и Bp-звезд, другую половину составляют немагнитные Am-звезды и звезды типа Л Волопаса.
По-видимому, все Ap- и Bp-звезды обладают магнитными полями, однако наблюдения с зеема-новскими анализаторами были выполнены только примерно для 10% из них. Наиболее полный на
2004 год список включал сведения о магнитных полях примерно 250 звезд [3]. За последние два года в результате выполнения программ по поиску новых магнитных звезд в САО [4] и на телескопах Европейской южной обсерватории [5] количество известных CP-звезд, обладающих сильными полями, увеличилось и составляет сейчас порядка 350—400 объектов. Надо сказать, что имеется еще около сотни объектов этого типа, у которых поле не было обнаружено. Но, как правило, это были либо случаи единичных измерений с относительно низкой точностью, либо измерялись звезды с быстрым вращением.
Такое малое количество найденных магнитных звезд, несмотря на интенсивные поиски в течение полувека, связано в первую очередь с тем, что влияние поля на профили спектральных линий очень мало, и на обычных, незеемановских,
спектрах практически невозможно отличить магнитную звезду от немагнитной. Поэтому трудно подобрать звезды—кандидаты для результативных наблюдений по поиску магнитных полей. Кроме того, такие исследования требуют больших затрат наблюдательного времени крупных телескопов.
И все же список магнитных звезд крайне необходимо расширять. На данный момент, помимо основного вопроса — как возникают сильные магнитные поля у CP-звезд, существует еще один, не менее важный — как эволюционируют магнитные поля у звезд? До недавних пор наличие сильного, хорошо структурированного магнитного поля было установлено только для звезд Главной последовательности. Сейчас регулярные измерения проводятся и для звезд, которые еще не вышли на Главную последовательность. Таким образом, изучая звезды разных возрастов, мы можем проследить, как меняется напряженность и структура магнитных полей. В связи с этим наблюдается особый интерес к исследованию звезд — членов скоплений и группировок разного возраста. Кроме всего прочего, в данном случае мы также можем изучать объекты, формирование и начальное развитие которых проходило в примерно одинаковых условиях.
На 6-м телескопе САО РАН выполняется большая программа поиска новых магнитных звезд. Мы предложили новую эффективную методику поиска, позволившую за относительно короткое время (около 5 лет) обнаружить более 70-ти таких объектов. Таким образом, наши наблюдения делают команду САО одним из мировых лидеров по
количеству открытых магнитных звезд. Результаты измерений магнитных полей опубликованы в работах [4, 6, 7].
Вращение, а также собственные движения звезд, наряду с такими фундаментальными параметрами как температура и химический состав, имеют ключевое значение при решении вопросов, связанных с присутствием аномально сильных магнитных полей в атмосферах CP-звезд. Имеются многочисленные доказательства того, что все CP-звезды принадлежат Главной последовательности [8]. Наблюдательные данные, полученные на спутнике HIPPARCOS, в очередной раз это подтвердили [9].
Однако до недавних пор магнитные поля можно было измерять только у достаточно ярких объектов (как правило, ярче 7—8 звездной величины), находящихся в ближайших окрестностях Солнца на расстояниях не более 100—200 пк, поэтому речь и о связи со структурой галактического магнитного поля идти не могла.
Прогресс в технике наблюдений, особенно заметный в последние 15—20 лет, привел к тому, что в настоящее время магнитные измерения проводятся регулярно для объектов 10—11 величины и слабее, что расширяет область пространства с известными магнитными звездами до 500—600 пк. Это означает, что можно не только значительно пополнить список магнитных CP-звезд, но и приступить к решению новых задач, например, начать поиск связи строения нашей локальной области Галактики и ее магнитного поля со структурой магнитных полей отдельных звезд.
Наш наблюдательный материал — зееманов-ские спектры, полученные в ходе выполнения большой программы поиска новых магнитных звезд, — частично позволяет это сделать. В первую очередь можно определить лучевые скорости (Vr) и проекции скорости вращения на луч зрения (ve sin i) относительно слабых новых магнитных звезд, находящихся на достаточном удалении от Солнца. Часть наблюдавшихся нами объектов входят в скопления и другие группировки разного возраста, что делает их изучение особенно полезным для исследования проблемы эволюции звездных магнитных полей.
2. НАБЛЮДЕНИЯ
Наблюдения выполнены в 2001—2005 гг. на Основном звездном спектрографе БТА с ПЗС— матрицами размером 1060 х 1040 и 2000 х 2000 элементов. Основной целью программы было измерение магнитных полей, поэтому наблюдения проводились с анализаторами круговой поляризации разной конструкции [10—12]. Приборы и методика наблюдений описаны в работе Елькина
и др. [7]. Обработка данных и получение искомых величин магнитных полей осуществлялись с помощью контекста long среды ESO MIDAS и программ, написанных Кудрявцевым [13]. Для измерения лучевых скоростей и скоростей вращения нами также были написаны небольшие программы для MIDAS, в основном с целью ускорить процесс измерения большого количества спектров.
Так как установка ПЗС—матрицы на камеру спектрографа всегда выполняется по-разному, для стандартизации наблюдений и контроля за работой аппаратуры мы при выполнении программы поиска новых магнитных звезд каждую ночь наблюдали также яркие немагнитные звезды. Положение “нуль-пункта” в системе наших измерений магнитных полей фиксируется очень надежно и непрерывно контролируется. Обработка материала позволяет получать информацию не только о магнитных полях, но также и о лучевых скоростях и скоростях вращения вновь обнаруженных магнитных звезд. При этом хорошо изученные яркие немагнитные звезды можно, с опредленными оговорками, использовать в качестве стандартов и для этих целей.
Следует иметь в виду, что нижний предел величины проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i, который достигается по нашим спектрам с умеренным разрешением, примерно равен 18 км/с. Так как существенная часть магнитных звезд вращается медленно, для них мы получим только инструментальный профиль спектральных линий. Конечно же, вращение таких объектов надо изучать по спектрам с высоким разрешением, позволяющим находить ve sin i с большей точностью.
Заметим, однако, что подавляющее большинство новых магнитных звезд мало изучены. В лучшем случае известен только тип пекулярности, да и тот определен не всегда надежно, нет сведений ни о температуре, ни о химическом составе, ни
о скорости вращения. Поэтому наши первые количественные оценки величины ve sin i несомненно могуть быть полезными при статистических исследованиях больших выборок магнитных химически пекулярных звезд.
3. ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ НОВЫХ МАГНИТНЫХ ЗВЕЗД
Лучевые скорости определялись стандартным образом, путем сравнения измеренных длин волн линий в спектре объекте с расчетными значениями, взятыми из Венской базы данных атомных линий (VALD) [19,20]. Определение проводилось по суммарному спектру, сложенному из спектров левой и правой циркулярной поляризации. Для калибровки спектров по длине волны в качестве источника спектра сравнения использовалась Th-Ar-лампа с полым катодом.
В первый час после открытия забрала телескопа из-за возникающей разности температур (как правило, вне башни телескопа существенно холоднее, чем в подкупольном пространстве) имеет место быстрый температурный дрейф шкалы длин волн в спектрографе ОЗСП. Мы это учли во время наблюдений. Вся работа по определению лучевых скоростей выполнялась только спустя 1 час после начала работы телескопа.
В процессе наблюдений мы получали спектры стандартных звезд, у которых не было обнаружено поле. Это необходимо для учета инструментальных эффектов. Однако эти же звезды могут быть использованы и как стандарты лучевых скоростей.
В качестве таких стандартов были выбраны четыре объекта:
1. Арктур (a Boo) — звезда с узкими и резкими линиями, спектральный класс К2, сведений
о двойственности не имеется, в базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = = —5.2 км/с;
2. Процион (a CMi) — звезда с узкими и резкими линиями, спектральный класс F5, хорошо известная спектральная двойная ADS 6251 с белым карликом в качестве вторичного компонента, период вращения 40.65 лет, амплитуда переменности лучевой скорости порядка 1 км/с; средняя лучевая скорость Vr = — —3.2 км/с (согласно базе данных SIMBAD); мы сочли возможным использовать эту звезду в качестве стандарта Vr так как переменность лучевой скорости в период наших наблюдений (4-5 лет) существенно меньше ошибок измерений;
3. a Per — красный сверхгигант класса F5I с уширенными линиями, сведений о двойственности не имеется, для лучевой скорости в базе данных SIMBAD приведена величина Vr = —2.4 км/с. Хотя точности измерений (из-за широких линий) по этой звезде и ниже, чем по Арктуру и Проциону, но это очень удобный объект для исследования — на широте БТА ее можно наблюдать практически круглый год.
4. HD 158974 — звезда-гигант с резкими линиями, спектральный класс G8III, сведений
о двойственности не имеется, лучевая скорость в базе данных SIMBAD Vr = —26.4 км/с.
Измерения Vr проводились по наиболее глубоким линиям. Для трех стандартов из нашего списка (Арктур, Процион и a Per) наблюденные
Таблица 1. Параметры атмосфер звезд—стандартов
Стандарт -^эфф log а
Арктур 4300 1.94
Процион 6540 3.97
a Per 6240 0.58
спектры сравнивались с синтетическими, что значительно облегчило процесс отождествления линий. Основные параметры, использованные при построении синтетических спектров, приведены в табл. 1. При расчетах использовались модели Ку-руца [14], а синтетический спектр рассчитывался программой SYNTH3 [15]. Особенности химического состава не учитывались, содержание элементов — солнечное.
С выбором линий в спектрах магнитных звезд имеется трудность, связанная с отсутствием данных об эффективных температурах, log g и химическом составе. Последнее особенно важно, так как мы имеем дело с химически пекулярными звездами. В итоге мы не имеем возможности построить синтетический спектр с целью отождествления максимального количества спектральных линий. В силу того, что спектральный диапазон во время всех наблюдений у нас один и тот же (примерно 4410-4630 A A) и достаточно хорошо изучен, мы отобрали линии, которые встречаются почти во всех измеряемых спектрах. Определение лучевой скорости мы проводили по линиям железа. Полный список всех используемых линий приведен в табл. 2. Иформация о длинах волн взята из Венской базы данных атомных линий [19, 20]. Отметим, что не все линии из списка использовались для измерений во всех спектрах. Это связано с тем, что такие параметры как скорость вращения, температура и отношение сигнал/шум в спектрах менялись от звезды к звезде.
Результаты наших измерений лучевой скорости звезд-стандартов приведены в табл. 3. В ней указаны: юлианская дата наблюдений, отношение сигнал/шум, тип используемой ПЗС-матрицы, результат измерений лучевой скорости Vr и ошибка среднего.
Исследования стандартных звезд показали правильность примененного нами подхода. Во время выполнения настоящей работы мы увидели, например, что неучет быстрого температурного дрейфа после открытия забрала может привести к систематическим ошибкам лучевой скорости вплоть до 7-8 км/сек. Чтобы этого избежать, как мы и
Таблица 2. Список линий, по которым осуществ- Таблица 3. Лучевые скорости стандартных звезд
лялись измерения лучевых скоростей ______
указывали выше, наблюдения проводились только после выравнивания температур подкупольно-го пространства и окружающей атмосферы, когда изменения шкалы длин волн успешно отслеживаются с помощью калибровочных спектров ТЬ—Аг-лампы.
Такой подход принес положительные результаты. Анализ наблюдений, проведенных с разными ПЗС—матрицами и анализаторами поляризации, показывает, что систематических погрешностей в пределах ошибок измерений не найдено. Средние значения полученных нами лучевых скоростей всех четырех стандартных звезд с высокой точностью совпадают с литературными.
JD, 245+
С/Ш
ПЗС
Vr ± а, км/с
Элемент A, A Элемент A, A Арктур
Fell 4413.6010 Fell 4491.4050 2127.216 1000 1160 X 1040 — 6.0 ± 3.6
Fel 4415.1225 Fel 4494.5632 2130.227 1000 1160 X 1040 -7.0 3.3
Fell 4416.8300 Fell 4507.1020 2417.220 1000 1160 X 1040 -4.6 1.9
Fel 4427.3099 Fell 4508.2880 2660.580 1000 1160 X 1040 -6.7 3.0
Fel 4430.1891 Fel 4514.1839 2805.252 1000 2000 X 2000 -5.8 2.0
Fel 4433.2187 Fell 4515.3390 2830.240 800 2000 X 2000 -1.8 2.8
Fel 4442.3390 Fell 4520.2240 3274.150 2000 2000 X 2000 -4.6 1.2
Fell 4445.2610 Fell 4522.6340 3279.145 2000 2000 X 2000 -5.0 1.3
Fell 4446.2370 Fell 4526.4040 3365.680 1500
2000 X 2000 -4.8 2.0
Fel 4447.7173 Fel 4528.6142 3395.670 6000 2000 X 2000 -5.3 1.0
Fell 4451.5510 Fell 4538.7730 3490.379 5000 2000 X 2000 -5.2 1.8
Fell 4453.2050 Fell 4541.5240 3518.412 4000 2000 X 2000 -5.2 1.6
Fell 4455.2660 Fel 4547.8474 3519.416 2000 2000 X 2000 -5.4 1.8
Fel 4459.1176 Fell 4555.8930
Fell 4461.7060 Fell 4576.3400 3520.463 5000 2000 X 2000 -5.2 2.0
Fel 4466.5518 Fell 4582.8350 < Vr > = = —5.2 ± 0.5 км/с
Fel 4469.3756 Fell 4583.8370 SIMBAD: —5.2 ± 0.9 км/с
Fell 4472.9290 Fell 4593.8270 Процион
Fel 4476.0770 Fel 4602.9410 2661.512 500 1160 X 1040 —5.6 2.1
Fel 4482.2527 Fel 4607.6470 3096.292 2000 2000 X 2000 -1.8 1.0
Fel 4484.2198 Fel 4611.2840 3097.250 2000 2000 X 2000 -2.3 1.0
Fel 4485.6756 Fel 4613.2027 3273.597 3000 2000 X 2000 -3.3 0.8
Fell 4489.1830 Fell 4620.5210 3278.606 3000 2000 X 2000 -3.2 0.8
< Vr >= —3.2 ± 0.7 км/с SIMBAD: —3.2 ± 0.9 км/с
a Per
2662.119 300 1160 X 1040 -5.9 3.2
2689.138 300 2000 X 2000 -1.8 2.1
2690.140 300 2000 X 2000 +3.1 2.2
2917.395 1200 1160 X 1040 .0 6. — 2.9
2918.212 1200 1160 X 1040 -5.5 3.5
3310.429 500 2000 X 2000 -2.1 1.1
< Vr >= —3.0 ± 1.5 км/с SIMBAD: —2.4 ± 0.9 км/с HD 158974 2128.210 300 1160 x 1040 -24.5 1.9
Таблица 3. (Продолжение)
JD, 245+ С/Ш ПЗС ь + км/с
2191.145 300 1160 х 1040 -23.1 2.0
2625.100 500 2000 х 2000 -30.5 2.0
2812.323 500 2000 X 2000 -25.7 2.2
2832.437 300 2000 X 2000 -24.0 1.6
2834.373 300 2000 X 2000 -22.4 1.8
2835.327 400 2000 X 2000 -27.7 1.9
3275.285 300 2000 X 2000 -30.2 2.9
3304.125 700 2000 X 2000 -29.8 2.1
3308.300 600 2000 X 2000 -29.7 1.7
< Vr >= -26.7 ± 1.0 км/с
SIMBAD: -26.4 ± 2 км/с
Лучевые скорости вновь обнаруженных 32-х магнитных звезд представлены в табл. 4, где приведены: юлианская дата наблюдений, лучевая скорость звезды и ошибка ее определения, отношение сигнал/шум каждого из полученных спектров.
Для 27-ми звезд из нашего списка в каталоге HIPPARCOS [21] имеются сведения о параллаксе и собственных движениях ца и . Для этих звезд мы определили компоненты пространственной скорости в прямоугольной системе координат (U, V, W). Эти величины указаны ниже в комментариях к отдельным звездам.
4. ОЦЕНКА СКОРОСТЕЙ ВРАЩЕНИЯ
Для определения скорости вращения магнитных CP-звезд необходимо использовать спектры с высоким разрешением (не хуже 0.1 A) и отношением сигнал/шум (не хуже 100). Наиболее точно скорость вращения определяется методом сравнения профилей наблюдаемых в спектре линий с синтетическими профилями. Однако для большинства объектов из нашего списка нет оценок параметров атмосферы (Teg, log g), необходимых для построения адекватной модели. Выходом из такой ситуации может служить использование Фурье— анализа профилей. Однако этот метод для разных скоростей вращения (ширин профилей линий) может давать сильно различающиеся ошибки и лучше всего подходит для измерения величины ve sin i у быстровращающихся звезд. Поэтому для получения скоростей вращения мы использовали метод, основанный на измерениях полуширины спектральных профилей (FWHM).
Таблица 4. Лучевые скорости новых магнитных звезд
JD, 245+ Vr ± о , км/с С/Ш
HD2957
3274.377 +10.8 + 3.4 140
3275.367 +11.6 3.4 110
3278.417 +11.0 2.8 170
3364.142 +10.3 3.3 180
3365.135 +11.1 3.3 140
HD 5601
3274.371 +12.3 2.3 220
3275.375 +11.5 3.4 220
3278.429 +9.8 4.0 260
HD 6757
2545.477 -6.3 3.0 100
2625.296 -6.1 2.8 90
2626.258 -6.1 3.4 100
2689.168 -7.4 3.3 100
2690.146 -6.6 1.6 100
HD9147
2918.313 -36.6 3.1 100
3274.341 -17.5 2.8 200
3279.317 -19.0 3.2 220
3364.158 -46.0 2.3 240
3365.154 -44.7 2.9 230
HD 19712
3273.406 +17.9 4.2 230
3274.392 +14.3 5.5 220
3275.383 +15.1 3.9 160
3362.275 +16.3 4.1 270
3363.250 +19.2 3.6 250
3364.269 +25.0 4.5 340
3365.188 +17.9 4.0 310
3395.240 +15.3 5.3 290
3396.200 +17.5 3.8 220
HD 27404
2918.404 +3.8 6.5 160
3274.427 +10.2 4.9 170
ЛУЧЕВЫЕ СКОРОСТИ И СКОРОСТИ ВРАЩЕНИЯ ВЫБОРКИ МАГНИТНЫХ СР-ЗВЕЗД 167 Таблица 4. (Продолжение) Таблица 4. (Продолжение)
ЛЭ, 245+ Уг ± <Т, км/с С/Ш ЛО, 245+ Уг ± <Т, км/с С/Ш
3275.462 +11.9 6.2 250 2689.212 -6.8 3.4 45
3362.304 +14.3 6.1 190 НО 40711
НО 34162 1892.580 -14.9 2.9 50
2191.505 +35.5 3.0 80 2123.563 -17.6 8.9 50
2624.358 +40.8 5.0 80 НО 40759
2625.367 +36.9 3.0 90 2917.580 +34.5 2.4 130
2626.362 +36.6 3.3 80 2918.545 +32.5 3.7 130
2917.456 +35.7 3.2 120 3363.435 +32.3 3.3 250
2918.433 +34.5 3.8 110 НО 41403
НО 34719 2625.477 +2.2 3.3 140
3273.605 +37.8 5.6 320 2626.422 +2.0 2.6 110
3274.462 +39.1 7.2 210 2689.262 -1.0 3.3 150
3275.425 +15.1 10.1 270 2917.596 +0.5 3.4 130
3278.475 +34.6 9.1 300 2918.595 +0.5 3.7 70
4567.383 +14.5 9.7 450 3275.592 +1.8 3.3 230
Н 0 36955 3278.584 +0.3 3.4 220
3273.529 +29.1 6.7 160 НО 43819
3274.510 +25.4 5.8 180 3273.592 +8.4 1.5 360
3275.510 +28.1 5.8 140 3274.492 +8.7 1.6 260
Н 0 38823 3278.479 +9.9 1.8 360
1892.492 -11.4 3.3 100 НО 47756
2624.441 -5.3 3.1 120 3275.604 +19.6 3.1 290
2625.452 -9.9 2.7 130 3278.567 +19.5 3.4 280
2626.409 -6.1 2.3 110 3308.583 +22.1 2.3 240
2689.241 -9.7 2.5 90 3363.566 +20.7 3.1 270
НО 39082 3364.305 +21.8 2.8 230
3308.602 +22.8 7.0 270 3365.538 +20.8 2.7 330
3310.494 +26.3 5.1 140 НО 49040
3362.379 +27.9 4.9 120 3096.358 +20.7 3.6 100
3363.388 +23.8 6.3 440 3097.315 +20.1 2.8 98
НО 39658 3273.458 +20.6 3.4 100
2624.600 -1.6 4.4 100 3274.475 +20.8 3.1 103
2625.640 -4.8 2.3 80 3310.400 +21.0 3.0 97
2626.308 -9.7 5.7 90 3363.604 +22.5 3.0 186
2661.537 -6.8 4.2 70 3364.581 +19.0 3.0 220
2662.542 -3.7 2.2 80 НО 66350
Таблица 4. (Продолжение)
Таблица 4. (Продолжение)
ЛЭ, 245+ Уг ± <Т, км/с с/ш ЛЭ, 245+ у. + , км/с С/Ш
3310.598 +27.5 3.5 170 2807.521 -12.1 2.4 260
3363.582 +30.4 3.2 130 НЭ 178892
3364.342 +25.9 4.6 200 2660.653 -13.3 6.3 50
3365.586 +30.1 3.5 180 2661.645 -14.8 2.6 25
НЭ 115606 2688.612 -17.3 3.8 80
2333.467 -18.4 4.7 100 2689.577 -14.7 5.4 70
2417.252 -20.0 3.9 90 2805.342 -21.2 4.8 180
3097.398 -20.4 3.0 100 2807.393 -22.0 5.6 140
НЭ 142554 2812.372 -21.0 5.6 130
2417.454 -32.9 3.5 90 2830.404 -23.2 5.0 200
2805.272 -30.4 5.5 130 2831.435 -22.9 4.9 200
2807.305 -31.6 4.4 80 2832.497 -22.3 5.1 170
2830.312 -32.6 3.7 130 2834.431 -19.7 4.2 170
НЭ 149822 2835.380 -20.7 5.1 240
3363.668 +15.9 3.4 130 НЭ 184471
3365.646 +24.2 10.5 370 2807.475 -14.0 2.7 170
3395.606 +21.6 6.2 330 2832.519 -21.9 3.1 180
3490.442 +20.8 8.9 250 2835.483 -22.3 3.1 250
3518.446 +21.4 8.1 350 3096.561 -18.9 3.2 220
НЭ 151199 3279.220 -27.1 3.7 230
3365.665 -50.0 3.2 420 3304.181 -34.8 3.2 240
3395.622 -53.3 5.1 370 3308.179 -36.3 3.3 210
3518.472 -53.3 5.0 560 3362.154 -41.1 3.3 240
3520.481 -51.2 7.2 380 3364.124 -39.0 2.8 190
НЭ 158450 3365.120 -39.7 3.0 160
2805.373 -18.0 1.5 150 НЭ 196606
2807.379 -16.7 4.0 70 3308.200 -9.7 4.5 360
2812.415 -16.9 2.2 70 3362.179 +0.4 3.5 420
НЭ 169842 3364.106 +0.8 4.5 390
3096.536 -29.0 4.0 180 3490.544 -25.5 3.0 260
3279.171 -26.3 5.8 170 3519.516 -54.5 4.0 450
3304.144 -29.3 6.0 220 Н 0 205087
3518.505 -32.3 6.1 2805.524 -9.2 3.0 340
3519.458 -37.4 6.4 2830.537 -9.9 2.6 280
НЭ 170973 2832.535 -10.5 2.6 350
2805.359 -11.3 2.1 340 3362.216 -9.2 2.6 220
Таблица 4. (Продолжение)
JD, 245+ Vr ± и, км/с с/ш
3364.110 -13.5 2.6 330
3365.108 -11.7 2.7 280
HD 207188
3304.208 -8.1 3.7 180
3308.158 -8.0 3.6 200
3519.526 -8.3 5.9 200
HD 343872
2127.242 -10.6 5.9 50
2128.241 -8.4 4.3 60
2130.393 -11.0 5.7 60
Мы планируем далее провести для некоторых звезд из нашего списка детальные исследования, включая определение скоростей вращения и химического состава с использованием моделей атмосфер.
Наши спектры получены в области 4450— 4650 A A, наиболее удобной для измерения магнитных полей. Умеренное спектральное разрешение (R 15000) позволяет найти проекции скоростей
вращения звезд, если величина ve sin i превышает ширину инструментального профиля, равную 18км/с.
Так как речь идет о магнитных звездах, возможно магнитное уширение линий. При нашем спектральном разрешении оно будет оказывать влияние на профили при поверхностных полях более 2— 3 кГс. Поэтому для этих звезд необходимо использовать линии с малыми факторами Ланде. Мы анализировали полуширины линий Fe II 4508.280A (фактор Ланде 0.4) и 4491.40lA (фактор Ланде 0.5). Обе линии слабо блендированы и видны практически во всех спектрах, за редкими исключениями, когда линия 4491A была очень слабой. Учитывая вышесказанное, мы сочли возможным примерно оценить проекции скоростей вращения новых магнитных звезд, используя измерения полуширин линий. Оценка v sin i была сделана по формуле
ve sin i = 43.47(^^ЯМ) + 1.83 км/с,
взятой из монографии Сахибуллина [22]. Здесь полуширина линий приводится в ангстремах.
Несмотря на то, что звезды, исследованные нами, в большинстве своем слабые (8—9т) и до этого изучены очень мало, нам все же удалось найти в литературе информацию о величинах ve sin i для
Таблица 5. Скорости вращения и пространственные скорости для 33-х магнитных звезд
HD ve sin г, км/с и, V, W,
Наст, работа Др. данные км/с км/с км/с
2957 27 ±3 24.4 ±2.4 [30]
5601 22 ± 2 7.2 9.4 -2.3
6757 < 18 -18.1 6.0 -3.6
9147 23 ± 2
19712 42 ± 3 0.4 6.1 -8.1
27404 37 ±3 5.9 -20.1 -0.7
34162 23 ± 2 14.6 -8.4 -24.0
34719 49 ± 6 57[23] 5.5 -0.3 2.6
36955 37 ±3
38823 20 ± 2 -16.4 21.0 -0.3
39082 60 ± 2 13.6 2.0 2.3
39658 32 ± 5
40711 20 ± 2 2 ±0.9 [30] -25.1 13.6 11.3
40759 25 ± 3 20.6 1.9 -7.4
41403 28 ± 3 21.6 ±2.2 [30] -9.0 20.9 -21.7
43819 < 19 18[37] -0.2 9.7 -1.9
47756 28 ± 2 30[32] 11.1 5.7 0.8
49040 24 ± 2 20.0 -20.0 -7.9
66350 30 ± 2 14.6 -4.8 9.6
107612 42 ±3 37.9 ±3.8 [30]
115606 22 ±2 33.4 -6.9 -4.8
142554 27 ± 2
149822 64 ±2 65[37] -33.9 2.5 20.4
151199 55 ±2 57[37] 22.6 -5.7 -49.0
158450 20 ±2 1.8 -11.9 3.8
169842 50 ±7 17.9 -3.2 4.0
170973 < 18 18[37] 6.5 16.3 -5.9
178892 < 18 9 ± 1 [38] -17.7 -20.9 -5.7
184471 < 18 -13.9 -26.2 -12.2
196606 42 ±3 50[32] 1.5 -3.4 0.1
205087 25 ±2 23[37] 14.0 2.2 -4.2
207188 43 ±3 30[24] 8.3 8.5 3.0
343872 20 ±2
i?sin 1 km/s
Сравнение измеренных и литературных величин v& sin i для 14-ти новых магнитных звезд. Сплошная линия — y(x) = x.
14-ти объектов нашей программы. Проекции скоростей вращения указанных объектов распределены в достаточно широком диапазоне, что позволяет использовать эти данные для сравнения результатов наших измерений с литературными данными. Как видно на рисунке, согласие между нашими измерениями и значениями ve sin i, найденными другими авторами, достаточно хорошее.
В сводной табл. 5 представлены данные о скоростях вращения и пространственных скоростях магнитных звезд, рассматриваемых в данной работе.
5. КОММЕНТАРИИ К ОТДЕЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ
В комментариях анализируется степень согласия наших результатов с опубликованными данными других авторов, обсуждается возможное влияние магнитного поля на уширение профилей спектральных линий некоторых звезд, а также приведена другая полезная информация. Параллаксы приводятся в миллисекундах дуги, собственные движения ца и ц$ — в миллисекундах дуги в год [21 ].
HD 2957 = Н1Р 2579
Объект 8.5 звездной величины, в спектре пеку-лярности типа СгЕи. Параллакс п = 2.39 мс, ца = = +5.36 мс/год, = +3.98 мс/год.
В базе данных 81МБАО сведений о лучевой скорости не имеется.
Наши наблюдения были выполнены в течение двух наблюдательных сетов — в сентябре и декабре 2004 г. За 3 месяца переменности лучевой скорости обнаружено не было. Средняя величина Уг равна +11.0 ± 1.4 км/с.
HD5601 = HIP 4488
Звезда с аномальным содержанием кремния, видимая величина 7.7m, параллакс п = 3.91 мс. Три наших наблюдения выполнены в сентябре 2004 г. В базе данных SIMBAD данные о лучевой скорости отсутствуют. Среднее значение лучевой скорости по трем нашим спектрам +11.2 ± 2.1 км/с. Переменность Vr не обнаружена.
Согласно нашим измерениям величина ve sin i равна 22 ± 2 км/с.
Хенсберг и др. [25] нашли период вращения 1.11 сут. Наши измерения магнитного поля не позволяют подтвердить или опровергнуть этот результат.
Исходя из имеющейся информации о температуре звезды [26], можно попытаться оценить физические параметры HD 5601. Предполагая, что Teff = 10400 K и используя соотношение между эффективными температурами и радиусами звезд Главной последовательности, находим R = 2.6Rq .
По известной формуле
R
ve = 50.6— (1)
(здесь R определено в солнечных радиусах, а P — в сутках) и вышеуказанному периоду Хенсберга и др. [25] находим, что угол наклона оси вращения к лучу зрения i не превышает 10°.
Продольный компонент поля достигает величины более 2 кГс, что дает оценку поверхностного поля не менее 5 кГс. Учитывая небольшую скорость вращения, можно ожидать, что магнитное поле вносит заметный вклад в уширение линий.
HD 6757 = HIP 5385
Звезда 7.7 звездной величины в видимом диапазоне, имеет в спектре пекулярности CrEuSi-типа. Параллакс п = 4.07 мс, собственное движение: На = —4.10 мс/год, Us = —11.08 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена как двойная система ADS 936AB. Сведения о лучевых скоростях отсутствуют. Наши измерения выполнены в
2002 и 2003 годах в течение 5 месяцев и показывают отсутствие вариаций лучевой скорости. Средняя величина Vr = —6.5 ± 1.4 км/с.
Спектр имеет узкие линии. Продольный компонент магнитного поля — от +2400 до +2900 Гс. Это указывает на сильное поверхностное поле — не менее 7—8 кГс. Можно ожидать, что линии дополнительно уширены еще и сильным поверхностным полем.
HD 9147
Относительно слабая (V = 9.4m) звезда с аномалиями стронция в спектре. Сведений о параллаксе не имеется.
В базе данных SIMBAD данные о лучевой скорости отсутствуют.
На протяжении года наблюдений 5 наших измерений показали переменность лучевых скоростей в пределах от —17 до —46 км/с. Нет сомнений в том, что обнаружена новая магнитная двойная звезда.
HD 19712 = HIP 14736
Достаточно близкая и яркая звезда (V = 7.4m) с пекулярностями CrEu-типа. Параллакс п = 6.01 мс, собственное движение ца = +1.88 мс/год, us =
= —7.87 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = 0.0 ± 5.8 км/с [27].
Судя по нашим измерениям, полученным на протяжении 5 месяцев (сентябрь 2004—январь
2005 года), лучевая скорость звезды не меняется, и ее средняя величина Vr равна +17.6 ± 1.3 км/с. Наблюдения стандартов, выполненные в те же ночи, не показывают каких-либо отклонений.
Существенные расхождения с данными, приведенными в работе [27], могут быть объяснены двойственностью звезды. Период обращения в этом случае должен быть большим — годы и десятилетия.
Звезда обладает сильным полем, продольный компонент которого меняется от -3800 Гс до + 1950 Гс, что может указывать на присутствие поверхностного поля более 10 кГс.
Период вращения P=2.1945 сут. [28]. Измерения осложняются сильной переменностью профилей линий, на которых имеются детали, указывающие на неравномерное распределение элементов по поверхности. Мы определили величину ve sin i =
= 42 км/с. Учитывая физические параметры звезды (Te = 10150 K [26]) и соотношения между температурой и радиусом звезды, по формуле (1) можно оценить, что экваториальная скорость вращения ve = 60 км/с, а угол i = 45°.
HD 27404 = HIP 20262
Объект имеет звездную величину V = 8.0, в спектре пекулярности SiCr-типа. Параллакс п =
= 4.91 мс, собственное движение: ца= +20.36 мс/год, US = +29.68 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +9.0 ± 3.8 км/с [27].
Наши 4 измерения, выполненные в течение года (с октября 2003 по декабрь 2004), имеют больший разброс. Однако средняя величина Vr = + +10.0 ± 3.3 км/с в пределах ошибок совпадает с данными из литературы.
HD34162 = HIP 24515
Относительно слабая (V = 8.7m) SrCrEu-пекулярная звезда. Линии в спектре узкие, параллакс п = 2.22 мс. Собственное движение /ла= —5.Q9 мс/год, is = — 1Q.18 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +32.1 і 3.6 км/с [27].
На протяжении 2-х лет нами выполнено в измерений, которые показывают близкие результаты. Полученная нами средняя величина лучевой скорости Vr = +36.7 і 1.3 км/с. В пределах ошибок измерений наши результаты совпадают с литературными.
HD 34719 = НІР 24906
Достаточно яркая (V = 6.6т) и близкая (п = = 6.05 мс) звезда с типом пекулярности Бі^СгЕи. Член группы Плеяд. Собственное движение ца = = +5.98 мс/год, = —12.94 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена величина Уг = +16.9 ± 2 км/с [29].
Профили линий очень сложные, видно расщепление на компоненты. Наши измерения дают две группы значений Уг: 1) примерно 15—16 км/с, совпадающее с литературными данными, 2) примерно 35—39 км/с.
Для прояснения ситуации необходимы дополнительные измерения. Нам представляется более верной первая величина.
HD 36955 = BD -01о955
Слабый (V = 9.6т) объект с типом пекулярности СгЕиБг. Сведений о параллаксе не имеется, однако HD 36955 является членом скопления СоШ^ег 70 в поясе Ориона. В таком случае расстояние до нее должно быть не менее 0.5 кпк. В базе данных SIMBAD данные о лучевой скорости отсутствуют.
Измерения спектров, полученных в течение трех суток наблюдений, дают среднюю величину Vr= +27.8±2.8 км/с. Это соответствует лучевой скорости близлежащих звезд — членов ассоциации в Орионе.
HD 38823 = HIP 27423
Звезда имеет величину V = 7.3m и тип пекуляр-ности SrCr. Параллакс п = 8.78 мс. Таким образом, это достаточно близкий объект. Собственное движение ца = —20.05 мс/год, us = —0.26 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +1.4 ± 5.8 км/с [27].
Наши 5 измерений, выполненные в течение 2-х лет (в декабре 2000, декабре 2002 и феврале 2003 г.г.), показывают большой разброс (от —5 до —11 км/с), а средняя величина лучевой скорости Vr = —8.5±1.2 км/с. Различия оценок, полученных нами и в работе [27], существенно превышают ошибки измерений, поэтому имеются основания для того, чтобы заподозрить HD 38823 в двойственности.
Линии в спектре звезды узкие. Продольный компонент магнитного поля меняется от —2.5 кГс до +1.3 кГс. С учетом медленного вращения (ve sin i = = 20 ± 1 км/с) магнитное уширение линий может играть существенную роль.
HD 39082
Объект имеет звездную величину V = 7.4т, тип пекулярности SrCrEu, параллакс п = 6.52 мс. В спектре широкие линии со сложными профилями, поэтому точность измерений довольно низкая. Собственное движение /ла = +0.91 мс/год, = — 1.22 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведено: Уг = +21.1 ±4.3 км/с [27].
Среднее значение лучевой скорости по 4 нашим спектрам +25.2 ± 1.2 км/с, что в пределах ошибок совпадает с литературными данными.
HD 39658 = BD +54°963
Достаточно слабая (V = 8.8т), по-видимому, удаленная (сведений о параллаксе не имеется) звезда с пекулярностями типа СгЕи.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Уг = —10.2 ± 6.4 км/с [27].
Средняя лучевая скорость по 6-ти нашим спектрам равна —5.6 ± 1.1 км/с. Все измерения проведены в период с декабря 2002 г. по февраль
2003 г. Хотя они и дают систематически более положительную величину Уг, чем в работе [27], тем не менее эти различия не превышают ошибок измерений.
Ш 40711 = НІР 28501
Достаточно слабая (V = 8.6т) и удаленная (параллакс 1.84 мс) пекулярная звезда типа SrCrEu. В работе [27] приведена величина лучевой скорости ¥г = —20.1 ± 2.7 км/с. Собственное движение /ла = +1.51 мс/год, = —0.68 мс/год.
Средняя лучевая скорость по двум нашим спектрам равна —16.2 ± 4.4 км/с. В пределах ошибок наша оценка Vг совпадает с данными из литературы.
В работе [30] сообщается, что HD 40711 является членом двойной системы с периодом обращения 1246 ± 4 суток и большим эксцентриситетом орбиты (0.83 ± 0.01). Поэтому исследования этой звезды представляют особый интерес.
HD 40759 = НІР 28479
Звездная величина объекта V = 8.6т, параллакс п = 2.71 мс, тип пекулярности СгЕи. Собственное движение /ла = —5.25 мс/год, = + 1.41 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vг = +36.7 ± 6.5 км/с [27]. Член ассоциации Огі ОВ1.
Средняя скорость Vг по трем нашим спектрам равна +33.1 ± 1.9 км/с. Переменности Vг в пределах ошибок не выявлено.
HD 41403 = НІР 28818
Звезда имеет величину V = 7.6т, тип пекулярности SrCrEu, параллакс п равен 2.24 мс. Собственное движение /ла = —13.89 мс/год, = —3.04 мс/год. В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vг = +0.3 ± 3.4 км/с [27].
Средняя величина лучевой скорости по 7 нашим спектрам равна +0.9 ± 0.4 км/с. На протяжении двух лет наблюдений вариации лучевой скорости не обнаружены и наши измерения не противоречат литературным данным.
HD 43819 = HIP 30019
Яркая (V = 6.3т) звезда с кремниевыми аномалиями в спектре. Параллакс п = 5.15 мс. Собственное движение ца= —8.68 мс/год, = —4.80 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость ¥г = +0.05.0 км/с [31]. Средняя величина лучевой скорости по трем нашим спектрам +9.0± ±1.0 км/с (3 зеемановских спектра были получены на 6-м телескопе в сентябре 2004 г.).
Имеется небольшая переменность профилей линий. Линии узкие, их ширина определяется инструментальным профилем, поэтому можно получить только верхнюю оценку ve sin i < 19 км/с. Абт и др. [32] нашли ve sin i = 20 км/с, что не противоречит нашим данным.
Майтцен [33] определил два возможных периода вращения: Q.93 суток и 1 .Q77 сут. Адельман и др. [34] определили ее эффективную температуру Teff = 11300 к. По зависимости между эффективной температурой и радиусом звезд Главной последовательности находим радиус HD 43819 R = = 2.6Rq, а используя формулу (1), — экваториальную скорость вращения Ve = 130 км/с (для периода 1.Q77 сут.). Таким образом, угол i не превышает 10°.
HD 4775в = HIP 31945
Яркая звезда (V = 6.5m), но находится на большом расстоянии от Солнца (параллакс 1.81 мс), член скопления NGC 2244. Спектральный класс B8IIIp, имеются SiCrSr-аномалиии в спектре. Собственное движение ia = —2.71 мс/год, is= —Q.Q5 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +35.0 і 10.0 км/с [31]. Среднее значение лучевой скорости по 5-ти нашим спектрам равно +20.8 і 1.4 км/с. Наши измерения выполнены в сентябре—декабре 2QQ4 г., внутренняя сходимость результатов, как видно из табл. 4 — превосходная.
Большая разница между нашими и литературными данными может быть объяснена либо большой ошибкой результатов в работе [31], либо двойственностью системы. В пользу первого предположения говорит то, что лучевая скорость рассеянного скопления NGC 2244 равна +26.16 і
і 3.37 км/с [35], что в пределах ошибок измерений совпадает с нашей величиной Vr для HD 4775в.
HD 49Q4Q = HIP 32в2в
Относительно слабая (V = 8.8m) CP-звезда SrCrEu-типа пекулярности. Член рассеянного скопления NGC 2281. Параллакс п = 0.91 мс. Собственное движение ia = —1.46 мс/год, is= —7.в8 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +19.6 і 2.7 км/с [27]. Средняя величина Vr по 7-ми нашим спектрам равна +20.7 і
і 0.4 км/с.
Не видно никаких вариаций лучевой скорости как внутри наших измерений, так и при их сравнении с литературными данными. Лучевая скорость скопления Vr = +21.00 км/с [35].
HD 6635Q = HIP 39375
Относительно слабая (V = 8.7m) пекулярная звезда CrEu-типа. Параллакс п = 3.19 мс. Собственное движение ia = —4.15 мс/год, is = 0.93 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = +26.4 і 3.0 км/с [27]. Средняя величина по 4-м нашим спектрам равна +28.4 і 1.1 км/с. Переменность лучевой скорости не обнаружена, наши данные хорошо совпадают с литературными.
HD 1156Q6 = HIP в488в
Объект 8.в звездной величины, пекулярность стронциевого типа. Параллакс п = 3.30 мс. Собственное движение ia = —30.61 мс/год, is = 3.61 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = —22.4 і 2.0 км/с [31]. Средняя величина Vr по трем нашим спектрам равна —19.6 і
і 1.9 км/с. Переменность лучевой скорости не обнаружена. Все наши измерения систематически более положительные, чем в SIMBAD, тем не менее различия не превышают ошибок измерений.
HD 142554 = BD — 040 4000
Тип пекулярности — CrEu. Довольно слабый объект (V = 9.9m), что позволяет предположить, что он находится на достаточно большом расстоянии, хотя сведений о параллаксе не имеется.
Сведений о лучевой скорости звезды в базе данных SIMBAD нет. Средняя величина Vr по 4-м нашим спектрам равна —31.9 і 1.6 км/с. Переменность лучевой скорости не обнаружена.
HD 149822 = HIP 81337
Яркая (V = 6.4m) пекулярная звезда с аномалиями типа SiSr. Параллакс п = 7.47 мс, собственное движение ia = —14.74 мс/год, is = —3Q.35 мс/год.
Линии в спектре широкие со сложными профилями, поэтому точность измерений низкая. В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = = 0.0 і 2.0 км/с [29]. Средняя величина по 5-ти нашим спектрам: +20.8 і 3.4 км/с. По нашим измерениям переменности лучевой скорости не обнаружено, однако большое расхождение с данными, приведенными в SIMBAD, требует дополнительного исследования. Возможно, что звезда двойная.
HD 151199 = Н1Р 81840 Яркая (V = 6.2т) и близкая (п = 11.04 мс) звезда стронциевого типа пекулярности. Собственное движение /ла = +55.80 мс/год, /л$= +80.28 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Vr = -44.5 ± 5.0 км/с [31]. Средняя величина по 4-м нашим спектрам: -51.9 ± 2.8 км/с. Разброс измерений достаточно большой из-за асимметричности профилей линий.
Абт и Моррель [36] нашли уе 8ш г = 48 км/с, Ройе и др. [37] — 55 км/с. Эффективная температура звезды Те = 8800 К, период вращения 6.143 сут. [28]. Используя соотношение между температурой и радиусом, а также формулу (1), находим, что экваториальная скорость уе равна примерно 20 км/с, что меньше, чем ее проекция. Из этого следует, что значение периода вращения 6.143 сут. [28] ошибочно, период должен быть менее 3-х суток.
HD 158450 = Н1Р 85618 Относительно слабая (V = 8.6т) пекулярная звезда SгCгEu-типа. Параллакс равен 6.04 мс. Собственное движение /ла = -14.11 мс/год, /л$ = = -21.19 мс/год.
В базе данных SIMBAD отмечена как двойная или кратная система, приведена лучевая скорость
Vr = -22.0 ± 4.2 км/с [27]. Средняя величина по трем нашим спектрам равна -17.2 ± 1.4 км/с. Различия между нашими измерениями и приведенными в SIMBAD довольно большие, что может быть объяснено двойственностью звезды.
HD 169842 = Н1Р 90367 Слабая (V = 9.1т) и далекая (п = 2.13 мс) звезда типа SгCг. Собственное движение /ла= +0.05 мс/год, 1$ = +1.80 мс/год.
В базе данных SIMBAD сведений о лучевой скорости не имеется. Член скопления NGC 6633. Лучевая скорость скопления Vr = -25.43 ± 3.79 км/с [35]. Средняя величина по пяти нашим спектрам -30.8 ± 2.9 км/с. В спектре звезды наблюдаются достаточно широкие линии, поэтому точность измерений не очень высокая.
HD 170973 = ШР 90858 Величина V = 6.4т, тип пекулярности звезды SгSiCг. Параллакс п = 2.73 мс. Собственное движение /ла = +9.22 мс/год, ц$ = +3.24 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Уг = -8.3 ± 5.0 км/с [31]. Средняя величина по двум нашим спектрам: -11.7 ± 1.4 км/с, что в пределах ошибок совпадает с литературными данными.
HD 178892 = HIP 94155
Звезда с очень сильным, доходящим до 8 кГс, магнитным полем. Как магнитная обнаружена нами на 6-м телескопе. Ее подробному исследованию посвящена работа [38]. Звездная величина объекта
V = 8.9m, пекулярность типа SrCrEu, параллакс п = 3.70 мс. Собственное движение ца = —2.00 мс/год, us = —23.87 мс/год.
Средняя величина Vr по 12-ти нашим измерениям равна —19.4 ± 1.0 км/с, однако наблюдается систематическая разница в величине лучевой скорости между определениями, проведенными в январе и июле 2003 г.
Наши измерения показывают, что профили линий инструментальные, следовательно, ve sin i < 18 км/с. Линии значительно уширены магнитным полем. В работе Рябчиковой и др. [38] по спектрам с высоким разрешением, полученным на эшелле-спектрометре НЭС БТА, найдено, что ve sin i = = 9 км/с, а период вращения — около 8 суток.
HD 184471 = ШР 96177
Слабая (V = 9.0т) SгCгEu-звезда, параллакс п = 3.12 мс. Собственное движение ца = +2.82 мс/год, 1$ = -16.30 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость Уг = -34.9 ± 6.6 км/с [27]. Звезда является двойной системой с периодом обращения 429.2 сут. [30].
Наши 10 спектров, полученные в 2003-2004 гг., показывают сильную переменность лучевых скоростей: от -14 до -41 км/с. Таким образом, мы подтверждаем двойственность системы.
HD 196606 = ШР 101765
Яркая (V = 6.3т) пекулярная звезда с кремниевыми аномалиями. Параллакс п = 4.16 мс. Собственное движение ца = +8.98 мс/год, ц$ = -0.63 мс/год.
В базе данных SIMBAD отмечена как звезда в двойной системе с лучевой скоростью Vr = —19± ±5 км/с [29]. Звезда — оптическая двойная, второй компонент HD 196629 находится на расстоянии нескольких угловых минут. Наши измерения показывают сильную переменность лучевой скорости: от -55 до +1 км/с на масштабах сотни суток.
HD 205087 = ШР 106355
Яркая (V = 6.7т) пекулярная звезда с аномалиями SiSгCгEu-типа. Параллакс п = 5.39 мс. Собственное движение /ла = +28.41 мс/год, ц$ = = +3.66 мс/год.
В базе данных SIMBAD приведена лучевая скорость ^ = -16 ± 5 км/с [29]. Средняя величина ^ по 6-ти нашим спектрам равна -10.7 ± 0.7 км/с, переменности лучевой скорости не обнаружено.
HD 207188
Объект имеет звездную величину V = 7.7т и кремниевые аномалии в спектре. Параллакс п=3.62 мс. Собственное движение 1а= +12.33 1$ = +1.21 мс/год.
В базе данных SIMBAD звезда отмечена как двойная с переменной лучевой скоростью и средним значением ^ = -13.9 км/с. Звезда визуально двойная, второй компонент находится на расстоянии 7.5” и слабее на 2.6 зв. величины. Средняя величина Vr по трем нашим спектрам равна -8.1 ± ± 2.1 км/с.
HD 343872 = BD +24о3675
Звезда с сильным магнитным полем и очень большой переменной депрессией в непрерывном спектре на 5200/1. Звездная величина V = 9.9т, в спектре — пекулярность Si, данные о параллаксе отсутствуют.
В базе данных SIMBAD сведений о лучевых скоростях нет. Три наши измерения в августе 2001 г. дают среднюю величину Vг=-10.0±1.8км/с. Линии достаточно резкие. Магнитное уширение линий существенно.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Мы определили лучевые скорости и скорости вращения 32-х новых магнитных CP-звезд. Это первый этап большой программы по исследованию пространственного распределения, кинематики и физики магнитных звезд в нашей Галактике. Исследованные звезды относятся к наиболее многочисленным CP-звездам с аномалиями Si, Si+ + и SгCгEu. Абсолютные звездные величины этих объектов находятся в пределах от - 1т до +2т. Ранее магнитные звезды такого типа наблюдались только в ближайших окрестностях Солнца (на расстоянии до 100—200 пк). В нашей новой выборке представлены более удаленные объекты.
Из 32-х новых магнитных звезд 14 имеют параллаксы менее 4 мс (что соответствует расстояниям более 250 пк) и еще для 5-ти объектов параллаксы не определялись на спутнике
HIPPARCOS [21]. Учитывая, что это слабые объекты 9—10 звездной величины, можно уверенно предположить, что они находятся на расстоянии более 250 пк.
Из общего количества (32 объекта) 8 звезд являются двойными и еще 4 заподозрены в двойственности. Таким образом, процент двойных несколько выше обычных 20% для магнитных звезд.
Проекции скоростей вращения на луч зрения ve sin i всех исследованных звезд находятся в пределах от 18 км/с (нижняя граница, обусловленная инструментальным профилем) до 65 км/с, что подтверждает хорошо известный факт медленного магнитных звезд. Для 21-ой звезды величина ve sin i не превышает 30 км/с. Безусловно, эффекты наблюдательной селекции здесь играют важную роль — в нашу выборку не вошли звезды с очень широкими линиями (т.е. быстрым вращением), у которых магнитное поле мы не смогли измерить. Заметим, однако, что доля таких объектов среди новых магнитных звезд, найденных нами [4], не превышает 10%.
Шесть объектов являются членами рассеянных скоплений и ассоциаций разного возраста. Их детальное изучение представляет особый интерес для понимания происхождения и эволюции звездного магнетизма.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность ГА. Чунто-нову за предоставление возможности работать с новыми анализаторами поляризации и помощь в подготовке к наблюдениям.
Работа была поддержана грантом Российского Фонда Фундаментальных исследований (РФФИ 06—02—16110а), грантом Президента РФ МК—1424.2005.2, Фондом содействия отечественной науке (Russian Science Support Foundation).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. 1.1. Romanyuk, in Proceedings of the International Meeting Magetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Ed. by Yu. V Glagolevskij and
I. I. Romanyuk (Moscow, 2000), p. 18.
2. P. Renson, R. Fargiana and F. Catalano, Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 89,429(1991).
3. И. И. Романюк, докторская диссертация, (Нижний Архыз, 2004).
4. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin and E. Paunzen, Monthly Notices Roy. Astronom. Soc. 372, 1804 (2006).
5. S. Bagnulo, J. D. Landstreet, E. Mason, et al., Astronom. and Astrophys. 450, 777 (2006).
мс/год,вращения
6. В. Г. Елькин, Д. О. Кудрявцев и И. И. Романюк, Pis’ma Astronom. Zh.28, 195(2QQ2).
7. В. Г. Елькин, Д. О. Кудрявцев и И. И. Романюк, Pis’ma Astronom. Zh.29, 455 (2QQ3).
8. В. Л. Хохлова, Итоги науки и техники. Астрономия (ВИНИТИ, Москва,1983), том. 24, c. 233.
9. O. Kochukhov and S. Bagnulo, Astronom. and Astrophys. 450, 763 (2QQ6).
1Q. И. Д. Найденов и Г. А. Чунтонов, Сообщ. САО 16, 63 (1976).
11. G. A. Chountonov, in Proceedings of the
International Meeting Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars, Ed. by Yu. V Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Moscow, 2QQQ), p. 229.
12. G. A. Chountonov, in Proceedings of the
International Meeting Magnetic stars, Ed.
by Yu. V. Glagolevskij, D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk (Moscow, 2QQ4), p. 286.
13. D. O. Kudryavtsev, Baltic Astronomy 9, 649 (2QQQ).
14. R. L. Kurucz, CD—ROMs 1—23, Smitsonian Astroph. Observ., (1993).
15. N. E. Piskunov, in Proceedings of the
International Meeting Stellar Magnetism, Ed. by Yu. V. Glagolevskij and I. I. Romanyuk (Nauka, St—Peterburg, 1992), p. 92.
16. J. P. Aufdenberg, H.—G. Ludwig and P. Kervella, Astronom. J. 633, 424 (2QQ5).
17. R. E. M. Griffin and A. E. Lynas—Gray, Astronom. J. 117,2998(1999).
18. B.—C. Lee, G. A. Galazutdinov, I. Han, et al., Publ. Astronom. Soc. Pacific 118, 636(2QQ6).
19. F. Kupka, T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).
2Q. T. A. Ryabchikova, N. E. Piskunov, F. Kupka F. and W. W. Weiss, Baltic Astronomy 6, 244 (1997).
21. ESA, The HIPPARCOS catalog, ESA SP—12QQ (1997)
22. Н. А. Сахибуллин, Методы моделирования в астрофизике. II. Определение фундаментальных параметров звезд (Фэн, Казань, 2QQ4), c. 235.
23. И. М. Копылов, Астрофиз. исслед. (Изв. САО) 24, 44 (1987).
24. H. Levato, S. Malaroda, N. Morrel, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 118,231 (1996).
25. H. Hensberge, H. M. Maitzen, G. Deridder, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 46, 151 (1981).
26. Ю. В. Глаголевский, Бюллетень САО 53, 33 (2QQ2).
27. S. Grenier, M.—O. Baylac, L. Rolland, et al., Astronom. and Astrophys. Suppl. Ser. 137, 451 (1999).
28. F. Catalano and P. Renson, Astronom. and Astrophys. 147,421 (1998).
29. R. E. Wilson, Carnegi Inst. Washington, DC. Publ. 601 (1953).
3Q. F. Carrier, P. North, S. Udry and J. Babel, Astronom. and Astrophys.394, 151 (2QQ2).
31. D. S. Evans, in Proceedings of the IAU Symp. 30 Determination of Radial Velocities and their Applications, Ed. by A. H. Batten and J. F. Heard (Academic Press, London, 1967).
32. H. A. Abt, H. Levato and M. Grosso, Astronom. J. 573, 359 (2QQ2).
33. H. M. Maitzen, IBVS 1735, 1 (198Q).
34. S. J. Adelman, D. M. Pyper, Z. Lopez—Garcia and H. Caliskan, Astronom. and Astrophys. 296, 467 (1995).
35. N. V Kharchenko, N. E. Piskunov, S. Roeser, et al., Astronom. and Astrophys. 438, 1163 (2QQ5).
36. H. A. Abt and N. Morrell, Astrophys. J. Suppl. 99, 135(1995).
37. F. Royer, S. Grenier, M.—O. Baylac, et al., Astronom. and Astrophys. 393, 897 (2QQ2).
38. T. Ryabchikova, O. Kochukhov, D. Kudryavtsev, et al., Astronom. and Astrophys. 445L, 47 (2QQ6).
RADIAL AND ROTATIONAL VELOCITIES FOR A SAMPLE OF MAGNETIC CP STARS
D. O. Kudryavtsev, 1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, G. A. Solov’ev
The spectra taken with the Main Stellar Spectrograph (MSS) of the 6-m telescope with a resolution of R ~ 15000 and a signal-to-noise ratio of 200—300 are used to determine the radial velocities and projected rotational velocities (ve sin i) for 32 magnetic CP stars. Measured ve sin i values range from 18km/s (the lower boundary determined by the instrumental profile) to 65km/s. Measurements of standard stars demonstrate the absence of systematic differences between our and published data. Eight of the 32 magnetic stars are found or confirmed to be binary and binarity is suspected for another four stars. The components of tangential velocity are determined for 27 stars with known parallaxes.
