CC BY
19
АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ, 2016, том 71, № 3, с. 327-339
УДК 524.35-337
РЕЗУЛЬТАТЫ ИЗМЕРЕНИЙ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ СР-ЗВЕЗД, ВЫПОЛНЕННЫХ НА 6-М ТЕЛЕСКОПЕ. III. НАБЛЮДЕНИЯ 2009 ГОДА
2016 И. И. Романюк*, Е. А. Семенко, Д. О. Кудрявцев, А. В. Моисеева
Специальная астрофизическая обсерватория РАН, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 29 марта 2016 года; принята в печать 16 июня 2016 года
В статье представлены результаты измерения продольного магнитного поля (Be), скорости вращения (ve sin i) и лучевой скорости (V) для 44 звезд, наблюдения которых были выполнены на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА в 2009 г. Магнитное поле звезд HD5441, HD 199180, HD 225627, BD +00°4535 обнаружено впервые. Установлено, что для одних и тех же звезд продольное поле Be, измеренное по ядру линии водорода H^ и по линиям металлов, может отличаться на величину от 10% до 2-3 раз. За редким исключением, измеренное по линиям металлов магнитное поле — сильнее. Мы считаем, что эффект имеет физическую природу: зависит от топологии магнитного поля и физических условий в конкретной звезде. Наблюдения стандартных звезд без магнитного поля подтверждают отсутствие систематических ошибок, способных внести искажения в результаты измерения продольного поля. В статье даны комментарии к результатам для каждой из звезд.
Ключевые слова: звёзды:магнитное поле — звёзды:химически пекулярные
1. ВВЕДЕНИЕ
Мы продолжаем цикл публикаций результатов измерения магнитных полей звезд, начатый в работах Романюка и др. [1] и [2]. Постановка задачи и основные цели исследования были изложены в указанных работах.
В настоящей статье представлены все результаты измерения магнитных полей химически пекулярных звезд, наблюдавшихся в 2009 г. с анализатором круговой поляризации на Основном звездном спектрографе (ОЗСП) 6-м телескопа БТА. В этих наблюдениях использовалось то же оборудование, что и годом ранее. В основных чертах была сохранена и методика обработки данных [1, 2].
В отличие от предыдущих работ, в данной работе мы несколько расширили тематику исследований. Спектры звезд, наблюдавшихся в 2009 г., были изучены на предмет определения лучевых скоростей (Vr) и проекции скорости вращения на луч зрения (ve sin i).
Относительно последней характеристики важно отметить, что нижний предел измерения ve sin i составляет около 20 км с-1. Более медленное вращение звезд нельзя установить из-за инструментальных ограничений: спектральное разрешение R наблюдательного материала на ОЗСП близко к 15000.
E-mail: roman@sao.ru
2. НАБЛЮДЕНИЯ И МЕТОДИКА ОБРАБОТКИ
Материал, послуживший основой для настоящего исследования, был получен в 2009 г. на телескопе БТА в течение 12 ночей наблюдений по трем основным программам: «Избранные магнитные звезды» (основной заявитель — И. И. Романюк, САО РАН), «Новые магнитные звезды» (основной заявитель — Д. О. Кудрявцев, САО РАН), «Геометрия магнитных полей СР-звезд» (основной заявитель — Г. Вэйд, Канада). Всего было получено 86 пар циркулярно-поляризованных спектров для 44 звезд. Список объектов существенно отличается от аналогичного набора двух предыдущих лет.
В 2009 году изменений в составе и конфигурации применяемой аппаратуры не было: ее подробное описание можно найти в работе [1]. Наблюдения велись в двух областях спектра шириной 260 А с центрами на длине волны 4550 А и на линии водорода Нв. Второй участок спектра был выбран с целью изучения обнаруженного нами эффекта систематически более низких величин продольного магнитного поля, полученных по ядру водородных линий. Частично результаты измерений продольного поля некоторых СР-звезд по линии Нв уже были опубликованы в работах Кудрявцева и Ро-манюка [3, 4], где подробно изложена методика
измерений и представлена возможная физическая интерпретация результатов.
Результаты измерений магнитного поля представлены в сводной таблице 1. Колонки таблицы содержат сведения о названиях звезд в порядке возрастания номера в каталогах HD и BD, юлианской дате наблюдения, продольном поле Be, лучевой скорости Vr и скорости вращения ve sin i с ошибками измерения а, отношении S/N резуль-
тирующего спектра. Продольное поле, измеренное по линиям металлов, обозначено буквой т, по ядру водородной линии Hв — буквой Н. Немагнитные звезды-стандарты в таблице отмечены символом «*», стандартные звезды с хорошо известным законом переменности продольной составляющей поля обозначены через «**». Жирным шрифтом выделены звезды, у которых магнитное поле обнаружено впервые.
Таблица 1. Результаты измерений магнитных полей в 2009 году
Звезда JD (2450000+) Ве ± а, Гс Vr ± <7, км с 1 ve sin г, км с 1 S/N
HD965 5017.511 -150 ±40 (то) —3.5 ±1.7 25.3 ±3.5 200
5075.438 +240 ±50 (то) 9.8 ± 2.9 24.2 ±2.6 200
HD2453 5075.417 — 1160 ± 50 (то) — 16.4 ± 2.2 19.7 ± 2.5 320
HD2887 4955.521 +20 ±70 (то) —7.8 ±1.2 42.2 ±3.4 230
5015.475 +350 ±80 (то) —5.8 ± 2.4 47.9 ±3.1 230
HD5441 5019.508 -410 ±50 (то) 18.3 ±1.2 20.7 ±2.2 240
5136.350 -420 ±50 (то) 37.1 ±2.3 21.1 ± 2.9 250
HD5797 4955.508 +780 ±50 (то) — 10.5 ±1.9 21.5 ± 3.9 180
5077.521 +850 ±50 (то) —5.6 ±1.5 20.3 ±1.9 200
+630 ± 170 (h) - - 200
5171.367 +660 ±50 (то) —3.9 ±0.8 22.3 ±3.5 280
HD6757 5075.400 +2820 ±90 (то) 2.8 ±1.6 25.6 ±3.3 400
HD 19712 5075.556 + 1710 ±140 (то) 20.7 ± 2.2 45.4 ±3.7 330
+ 1110 ± 130 (h) - - 330
HD 22326 5015.529 -10 ±50 (то) 16.8 ±1.8 22.7 ± 3.2 300
HD 23924 5136.596 -350 ±180 (то) -42.4 ±1.7 42.1 ±4.3 250
HD 25999 5139.575 — 1290 ± 310 (то) —7.4 ± 2.2 41.8 ± 3.8 450
HD 27404 5075.568 + 1470 ±120 (то) 18.4 ±1.4 40.6 ±3.8 280
+590±160(h) - - 280
HD 32549 5136.625 +160 ±390 (то) 31.1 ± 1.9 43.3 ±3.6 400
HD 35100 5139.623 + 1200 ±140 (то) -23.4 ±1.4 29.8 ±3.3 150
HD 37776 5171.497 -2980 ±840 (то) +23.2 ± 2.4 79.2 ±5.3 800
HD 38823 4903.246 -920 ±80 (то) —6.8 ± 2.5 21.2 ± 3.7 300
-820±170(h) - - 300
5136.569 + 1230 ±80 (то) — 10.9 ±1.7 22.5 ±3.5 300
+430±160(h) - - 300
5139.498 -2310 ±80 (то) — 10.9 ±1.2 26.8 ±3.3 300
-1980 ±250 (h) - - 300
HD 45583 4903.285 -2250 ±360 (то) 26.4 ±1.6 67.2 ±10.6 560
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда ЛО (2450000+) Ве + сг, Гс Уг + а, км с 1 гие эт г, км с 1 5/ЛГ
-2100 ±210 (к) - - 560
5139.533 +3850 ± 490 (то) 31.5 + 2.3 68.4 + 6.5 200
+2080 + 350 (к) - - 200
НО 48331 4901.311 -1490+ 1500 (то) -7.9 + 2.7 27.6 + 3.3 250
4903.202 < 2000 -7.5 + 2.6 25.6 + 3.8 240
НО 52711 4903.162 +40+ 10 (то) 24.9 + 1.6 20.9 + 3.2 280
НО 65339" 4901.338 -5190+ 170 (то) 19.3 + 4.3 28.4 + 3.3 300
4903.304 -2180 + 190 (то) -3.7 + 1.7 26.3 + 3.7 250
-1590 + 250 (к) - - 250
4955.303 +3690+ 100 (то) -1.9 + 1.3 25.8 + 3.7 330
+ 1980 + 160 (к) - - 330
5015.242 -4780+ 180 (то) -7.1 + 1.4 28.4 + 3.5 310
-2460 + 270 (к) - - 310
5075.537 +4280+ 130 (то) -2.8 + 1.3 25.3 + 3.3 500
+2480 + 180 (к) - - 500
5077.529 -5400+ 160 (то) 10.5 + 1.9 23.7 + 2.6 320
-2410 + 210 (к) - - 320
5136.331 -510 + 160 (то) -3.2 + 2.5 24.4 + 3.4 300
-930 + 260 (к) - - 300
5139.421 +3840+ 120 (то) -3.5 + 1.4 22.6 + 3.3 250
+2560 + 250 (к) - - 250
5171.385 +3610+ 100 (то) -3.4 + 1.6 23.9 + 2.9 500
5171.523 +3490 + 100 (то) -6.7 + 1.9 24.7 + 3.3 500
+2280 + 180 (к) - - 500
НО 71369* 4901.343 -30 + 6 (то) 30.5 + 2.4 24.3 + 2.9 700
4955.297 — 14 + 6 (то) 15.7 + 1.6 24.3 + 2.3 1400
-170 + 290 (к) - - 1400
5015.235 —51 + 4 (то) 8.8 + 2.4 26.7 + 2.5 1000
-60 + 360 (к) - - 1000
5077.533 -5 + 4 (то) 18.6 + 3.4 27.2 + 2.8 1400
+3 + 330 (к) - - 1400
5136.338 — 11+4 (то) 14.1+2.1 25.5 + 3.3 1300
-2 + 360 (к) - - 1300
5139.440 -27 + 8 (то) 18.8 + 2.5 + 1200
— 190 + 310(к) - - 1300
РОМАНЮК и др. Таблица l. (Продолжение)
Звезда JD (2450000+) Be ± er, Гс Vr ± а, км с 1 ve sin г, км с 1 S/N
5171.393 -41±4(m) 22.9 ±1.7 25.5 ±2.9 1200
5171.530 +12±7(то) 24.8 ± 2.3 26.3 ±2.3 1600
+40 ± 350(h) - - 1600
HD 93294 5171.564 +50 ±50 (то) 19.7 ±1.7 25.1 ±2.8 300
+150±290(h) - - 300
HD 112413** 4903.408 + 1070 ±70 (то) 8.8 ± 2.5 26.1 ±2.8 600
+620±150(h) - - 600
4955.314 -980 ±50 (то) —3.4 ±1.3 25.5 ±2.6 1600
—870 ± 90(h) - - 1600
5015.248 -990 ±50 (то) —3.6 ±1.5 25.6 ±2.8 1600
-850±100(h) - - 1600
5171.545 + 1470 ±70 (то) —3.1 ±0.8 26.6 ±3.3 1500
+1000±70(h) - - 1500
HD 137909 4955.322 -940 ±50 (то) —20.5 ±1.8 23.4 ±3.3 1000
-550±120(h) - - 1000
5015.26 -300 ±50 (то) —20.5 ±1.7 24.5 ±2.1 1000
-210±100(h) - - 1000
HD 158450 5015.360 -4350 ±130 (то) — 19.3 ±1.8 21.6 ± 3.5 250
HD 158974* 5021.268 +70 ±12 (то) —30.6 ±1.7 24.3 ±2.3 320
HD 168856 5015.373 +70 ±320 (то) — 17.9 ±1.4 72.8 ±5.7 320
HD 170860 5015.408 +390 ±700 (то) 14.9 ±1.6 28.1 ±2.2 350
HD 178308 5021.300 -210 ±180 (то) —21.7 ±1.1 68.3 ±5.2 270
HD 178892 4955.423 +7700 ±380 (то) — 10.6 ± 2.6 27.9 ±3.7 300
+5390 ±410 (h) - - 300
5015.335 +2830 ±230 (то) — 14.7 ±2.1 27.4 ±4.3 300
+830±200(h) - - 300
5021.289 +6490 ±290 (то) — 16.5 ±1.9 28.2 ±3.3 250
HD 182255 5021.312 -50 ±120 (то) —30.4 ± 2.3 22.1 ±3.7 800
HD 184471 4955.335 +810 ±50 (то) — 17.7 ± 2.8 18.1 ± 2.7 250
+320±220(h) - - 250
5015.275 +320 ±50 (то) —38.2 ±1.3 19.1 ± 2.3 250
+550±140(h) - - 250
HD 198920 5019.477 +10 ±50 (то) 7.7 ±1.8 19.9 ± 2.8 300
HD 199180 4955.496 -440 ±50 (то) —24.6 ± 2.3 18.4 ±1.6 300
HD 201174 5075.485 +980 ±140 (то) —7.8 ±1.1 25.9 ±2.7 300
Таблица 1. (Продолжение)
Звезда ЛО (2450000+) Ве + сг, Гс Уг + а, км с 1 гие эт г, км с 1 5/ЛГ
+620 + 110 (к) - - 300
5077.466 -810 + 60 (то) -8.1 + 1.3 24.3 + 1.4 300
-340 + 120 (к) - - 300
НО 201601** 4955.439 -1250 + 50 (то) -17.1 + 1.9 - 500
-530 + 100 (к) - - 500
5015.380 -1220+ 50 (то) -21.9 + 2.1 - 800
-360 + 120 (к) - - 800
5019.480 -990 + 50 (то) -24.8 + 2.3 - 900
5021.326 -1090+ 50 (то) -19.3 + 1.6 - 900
5075.454 — 1130 + 50 (то) -16.6 + 1.8 - 900
5075.464 — 1210 + 50 (то) -16.8 + 2.2 - 900
-400 + 100 (к) - - 900
5077.454 -1040+ 50 (то) -18.5 + 1.6 - 800
-380 + 90 (к) - - 8 00
Н0216018 5075.425 + 1390 + 50 (то) -2.2 + 1.8 - 350
Н0217401 5019.500 -460+ 130 (то) -14.5 + 1.6 - 300
5136.358 +40+ 100 (то) 6.1 + 1.9 71.3 + 6 300
НО 221936 5075.512 -1030 + 250 (то) -1.9 + 0.9 74.3 + 6.6 450
-180 + 390 (к) - - 450
5077.496 +3150+ 190 (то) 1.8 + 1.2 70.4 + 7.5 400
+ 1340 + 270 (к) - - 400
НО 225627 4955.542 +280 + 50 (то) 13.9 + 2.1 29.7 + 3.9 350
5015.471 +110+ 50 (то) 12.7 + 1.5 26.1 + 2.7 350
НО 227695 4955.480 +140+ 250 (то) -20.5 + 2.3 113.6 + 21.7 300
НО 258686 5136.533 +6760+ 370 (то) 3.5 + 1.2 25.7 + 4.1 150
+5340 + 450 (к) - - 150
5139.469 +7170+ 350 (то) 14.5 + 1.9 29.3 + 2.9 300
+5440 + 300 (к) - - 300
НО 343872 4955.379 +3310+ 90 (то) -4.3 + 2.3 20.9 + 1.8 200
+3050 + 180 (к) - - 200
5015.307 +4500+ 110 (то) -2.9 + 1.5 20.9 + 1.9 220
+4370 + 270 (к) - - 220
ВО +41°43 5015.500 +80+ 100 (то) -27.8 + 2.6 28.2 + 2.7 300
В0+00°4535 5077.435 +3130+ 300 (то) -30.5 + 2.9 31.9 + 2.7 200
+3590 + 200 (к) - - 200
Таким образом, в таблице представлены 28 маг- нитных СР-звезд, 13 СР-звезд, у которых поле АСТРОФИЗИЧЕСКИЙ БЮЛЛЕТЕНЬ том 71 № 3 2016
не обнаружено, и 3 звезды-стандарта без поля. Результаты измерений эффекта Зеемана в спектрах 2009 г. позволяют утверждать об открытии четырех новых магнитных СР-звезд.
Наибольшее количество наблюдений в 2009 г. (8 моментов) было выполнено для стандарта о иМа. Среднее арифметическое значение продольного поля Ве по металлам равно —20 ± 7 Гс. Для другого стандарта — ИЭ 158974 — получена оценка поля +70 ± 12 Гс. Указанная величина превышает вероятную статистическую погрешность, тем не менее, мы не считаем, что поле у этой звезды обнаружено. Результат получен по одному наблюдению и может быть следствием инструментальных причин, например, ошибок при гидировании и др. Применяемая нами методика на данный момент позволяет с уверенностью обнаруживать продольные поля величиной более 100 Гс.
Для измерения лучевой скорости и скорости вращения звезд нами был применен подход, аналогичный описанному в работе [5]. Несмотря на меньшую точность результатов, такое решение себя оправдывает при массовом анализе большого количества спектров.
3. КОММЕНТАРИИ К ОТДЕЛЬНЫМ ЗВЕЗДАМ
В данном разделе приведем комментарии к отдельным звездам. В случае, если они наблюдались нами ранее и уже описаны в статьях [1] и [2], будет приведена соответствующая ссылка. Больше внимания будет уделено звездам, которые в 2009 г. наблюдались впервые.
3.1. Немагнитные звезды-стандарты
3.1.1. ИВ 71369= о иМа
о иМа — один из наиболее часто используемых стандартов, служащий для контроля инструментальных эффектов [1, 2]. В наблюдениях 2009 г. восемь измерений показали отсутствие поля в пределах ошибок измерений.
3.1.2. ИЭ158974
Мы используем эту звезду спектрального класса G8 в качестве стандарта в течение многих лет [2]. При единственном наблюдении ее в 2009 г. измерение эффекта Зеемана показало присутствие продольного магнитного поля Ве = +70 ± 12 Гс. Данная величина превосходит ошибки измерения, однако мы считаем результат ложным обнаружением. Наиболее вероятно, магнитное поле ИЭ 158974 в наблюдениях 2009 г. является следствием ошибок гидирования.
Нижний предел уверенного обнаружения поля на ОЗСП БТА — 100 Гс.
Рис. 1. Кривая переменности продольного магнитного поля Be звезды 53 Cam, согласно периоду из работы [9]. Данные из работ [9] и [10] отмечены квадратиками. Черными символами нанесены наши измерения поля по линиям металлов с 2007 по 2009 гг. Звездочками отмечены наши результаты измерений продольного поля Be по линии водорода H/3. Кривые продольного поля проведены методом наименьшим квадратов.
3.2. Магнитные звезды-стандарты
3.2.1. HD 65339 = HIP39261 = Renson 17910 = 53 Cam
Для яркой химически пекулярной звезды 53 Cam за 60 лет наблюдений выполнено несколько сотен измерений магнитного поля. Звезда регулярно используется на БТА в качестве стандартной в исследованиях магнитных полей [1]. В 2009 г. звезда 53 Cam наблюдалась нами на БТА девять раз.
Анализ данных таблицы 1 показывает, что значения продольного поля, полученные по ядрам линии водорода, на 30—40% меньше измеренных по металлам. Более того, индивидуальные измерения поля по водороду лучше аппроксимируются гармоническими функциями из-за меньшего рассеяния (рис. 1).
Известно, что звезда 53 Cam — двойная. Методом спекл-интерферометрии у нее был найден спутник [6], а Шольц [7] определил, что звезда является спектрально-двойной с периодом 6.5 лет. Таким образом, наши измерения лучевой скорости 53 Cam с учетом ошибок измерений и переменного характера спектра находятся в хорошем согласии с данными из литературы. В базе данных SIMBAD для звезды указана величина Vr = —4.8 км с-1 [8].
3.2.2. HD112413 = HIP63125A = Renson 32650= a2 CVn
Самая известная магнитная звезда о? CVn является прототипом подкласса. Ее магнитное поле было обнаружено Бэбкоком [11] и с тех пор многократно изучалось разными способами. Эфемериды фотометрической переменности звезды,
JD (Eu II maximum) = 2419869.720 + 5d46939 E, предложенные Фарнсворт в 1932 г. [12] оказались настолько точными, что не требуют корректировок уже более 80 лет (см., например, [13]).
На протяжении нескольких десятилетий построено около дюжины магнитных моделей звезды. Конечно, новые модели существенно превосходят старые по точности и надежности (см. работу [13]). Тем не менее, у этой звезды не отмечены какие-либо изменения в положении и численности поверхностных пятен химического состава, как нет и изменений величины и конфигурации магнитного поля на протяжении более полувека. Этот наблюдательный факт играет важную роль в изучении физических процессов, происходящих на поверхности магнитных звезд.
3.2.3. HD137909 = HIP 75695AB =
Renson 39200= в CrB
Еще одна очень хорошо изученная магнитная СР-звезда, используемая в наших измерения как стандарт. В 2009 г. нами было выполнено два измерения с калибровочными целями. Результаты хорошо совпадают с литературными данными.
3.2.4. HD201601 = HIP 104521AB =
Renson 56210 = 7 Equ
Уникальная магнитная звезда 7 Equ — сверхмедленный ротатор, член двойной системы ADS14702AB. На угловом расстоянии 0.>> 7 (Растегаев и др. [14]) у звезды имеется спутник слабее на 4 зв. величины. Период вращения магнитной звезды до сих пор не установлен, но явно превышает 80 лет.
Среднее по всем нашим измерениям значение продольного поля 7 Equ в 2009 г. составило —1150 Гс. По сравнению с 2008 г. изменений нет, звезда продолжает находиться в отрицательном экстремуме Be уже несколько лет. Среднее значение лучевой скорости по нашим измерениям 2009 г. (Vr = —17.0 км с-1) в точности совпадает с величиной, указанной в разных источниках, собранных в базе данных SIMBAD. Этот факт можно интерпретировать как отсутствие близких спутников у звезды.
3.3. Звезды, магнитное поле которых зарегистрировано в наблюдениях 2009 г.
3.3.1. HD965= HIP 1127= Renson 160
Мониторинг магнитного поля звезды выполняется нашим коллективом с 1999 г. Последние результаты этой работы изложены в статье [15]. Нами установлено, что период вращения HD 965 превышает 15 лет. Звезда принадлежит к очень редкому типу сверхмедленных магнитных ротаторов.
Крайний интерес представляет построение модели магнитного поля. Однако для этого мониторинг необходимо продолжить.
В 2009 г. звезда HD965 наблюдалась нами дважды. Величина Ве в моменты наблюдений составила около +200 Гс. Наши измерения лучевой скорости показывают ту же величину, которая приведена в базе SIMBAD (Уг = -5.1 км с"1) [8]. Магнитная звезда является главным компонентом двойной системы, спутник на угловом расстоянии 0.>> 2 от главной звезды слабее ее на 3 зв. величины и был найден на БТА [16]. Авторы этого исследования оценивают орбитальный период в 580 лет, что соответствует постоянству лучевых скоростей на протяжении десятилетия исследования звезды. Наличие более близких спутников маловероятно.
3.3.2. ЫО 2453 = Ы1Р2243 = Renson560
Звезда с сильной депрессией континуума на 5200 А, что подтверждают значения параметра женевской фотометрической системы 2 = -0.66 и индекса венской системы Да = 0.063. Магнитное поле было обнаружено Бэбкоком [11]. Вольф [17] продолжила измерения продольного поля Ве и обнаружила его переменность с периодом около 525 суток. Суммируя собственные результаты и наблюдения предыдущих авторов, Ландстрит и Матис [18] построили следующую модель звезды: период вращения Р = 521а , экстремумы продольного поля -1030 Гс и -250 Гс, поле на поверхности В3 = 3800 Гс, поле на полюсе диполя В а = 5000 Гс, угол в между осью вращения и осью диполя мал и равен 11°. Согласно этой модели, поле имеет преимущественно дипольную структуру, вклад квадрупольной и октупольной компонент невелик.
Одно измерение магнитного поля в 2009 г. дало величину Ве = -1160 ± 50 Гс. Используя данные об изменении магнитного поля ЫО 2453 в период с 1950 г. до 2009 г., мы попытались уточнить период вращения звезды. Исходные данные для анализа включают и результаты наших наблюдений 2006 г.: -700 ± 30 (ЛО = 2453953.442) и -1060 ± 50 (ЛО = 2454015.246). Наиболее вероятный период, согласно нашим оценкам, 518а. Интересно, что данные наших наблюдений с ПЗС лучше аппроксимируются гармонической функцией, имеющей к тому же более глубокий минимум (рис. 2).
Звезда ЫО 2453, по всей видимости, является одиночной. Об этом свидетельствует хорошее совпадение наших измерений лучевой скорости (Уг = -18.7 км с"1) с данными из SIMBAD (Уг = -18.2 км с"1) [8]. Кроме того, спекл-интерферометрические наблюдения на БТА [16] также не обнаружили присутствия близких компонентов.
Phase
Рис. 2. Кривая переменности продольного магнитного поля Be звезды HD 2453. Черными точками и звездочками отмечены данные из работ [11, 17], полученные по фотографическим наблюдениям. Квадратики — наши результаты наблюдений с ПЗС. Аппроксимация всех имеющихся данных (сплошная линия) и наших результатов измерения Be (прерывистая линия) выполнена в предположении о периоде вращения звезды 518d.
3.3.3. HD 2887= HIP2562= Renson 700
Звезда, как магнитная, впервые была обнаружена нами [2]. Измерения спектров за 2009 г. показывают слабое продольное поле звезды.
HD2887 является двойной. В работе Растегае-ва и др. [14] найден спутник величиной mv = 12m6 на расстоянии 0.>> 7. Факт двойственности подтверждают и измерения лучевой скорости. В базе SIMBAD [8] указана лучевая скорость Vr = +16.0 км с-1. Наши измерения 2009 г. дают значение Vr около +6 км с-1, что значительно превосходит ошибки измерений.
Звезду HD2887 можно отнести к медленным ротаторам: проекция скорости вращения ve sin i = 30 кмс-1. Период вращения звезды не известен.
3.3.4. HD5441 = ED+23°130= Renson 700
Новая магнитная звезда. В литературе нет никаких упоминаний о магнитном поле звезды до наших наблюдений 2009 г. Измерения зеемановских спектров показали наличие продольного магнитного поля отрицательной полярности. Линии в спектре узкие, проекция скорости вращения ve sin i не превышает 25 кмс-1. Лучевая скорость также определена нами впервые. Оба измерения, полученные по спектрам с разницей во времени 117 суток, дают одну и ту же величину Vr = —9.5 кмс-1.
3.3.5. HD5797= HIP4717= Renson 1530
Звезда наблюдается на БТА с зеемановским анализатором в течение нескольких лет. На протяжении 2009 г. наблюдения проводились трижды. Во всех случаях продольное поле не показало сильных изменений величины. Подробные результаты
изучения магнитного поля и других свойств этой звезды опубликованы в работе Семенко и др. [19]. В ней показано, что продольное поле звезды меняется от —100 Гс до +1000 Гс с периодом 69 суток по синусоидальному закону. В течение 2008—2009 гг. изменений лучевой скорости не отмечено. Однако спекл-интерферометрические наблюдения показали наличие спутника слабее на 3 зв. величины на расстоянии 0.>> 146. Орбитальный период системы авторы указанной работы оценивают в 280 лет, так что постоянство лучевой скорости на протяжении двух лет наблюдений хорошо согласуется с этим выводом.
3.3.6. HD 6757= HIP5385= Renson 1750
Кратная система ADS 936 AB. Сильное магнитное поле с вариациями Be от +2500 до +2900 Гс было обнаружено нами [20]. Одно измерение поля в 2009 г. дало величину Be = +2820 ± 90 Гс, подтверждая прежние результаты. Период вращения звезды пока определить трудно в силу небольшой амплитуды переменности магнитного поля. К тому же, узкие профили линий (ve sin i < 20 кмс-1) наравне с медленным вращением самой звезды могут также являться следствием особой ориентации звезды (угол наклона оси вращения к лучу зрения i мал).
Результат измерения лучевой скорости звезды в 2009 г., Vr = —13.9 кмс-1, отличается отданных, представленных в SIMBAD (Vr = —6.5 кмс-1) [8], что указывает на ее переменность.
3.3.7. HD 19712 = HIP 14736 = Renson 4880
В 2009 г. получено одно измерение, подтверждающее наличие у звезды сильного поля. С 2004 г. по магнитному полю HD 19712 накоплен обширный материал, данные анализируются. Результаты изучения звезды, включающие не только магнитные измерения, но также и оценки других параметров звезды, будут опубликованы отдельно [21].
3.3.8. HD 25999= HIP 19306= Renson 6600
Продольное магнитное поле величиной +1480 Гс было обнаружено нами по наблюдениям 2008 г. [2]. В 2009 г. присутствие поля подтвердилось: Be = —1290 ± 310 Гс по одному измерению.
Измеренная нами лучевая скорость звезды отличается от той, что указана в базе данных SIMBAD (Vr = —13.9 кмс-1) [8]. Этот факт дает основания заподозрить звезду в двойственности.
Исходя из предположения, что спектральный класс звезды HD 25999 установлен точно, и принимая в расчёт измеренную нами проекцию скорости вращения ve sin i = 40 кмс-1, можно ожидать, что период вращения будет короче трех суток.
3.3.9. HD27404 = HIP20262= Renson 7030
Магнитное поле звезды было обнаружено нами в наблюдениях на БТА [20]. Сильное продольное поле величиной до 3 кГс меняет знак. Измерения одного спектра, полученного в 2009 г., дали следующие значения: Be = +1470 ± 120 Гс по линиям металлов и +590 ± 160 по ядру Н@.
Звезда относится к медленным ротаторам: ve sin i = 25 кмс-1. Измеренная нами лучевая скорость, Vr = +6.1 кмс-1, в пределах ошибок совпадает с приведенной в базе SIMBAD (Vr = +9.0 км с-1) [8].
3.3.10. HD 35100 = BD+4201273 = ADS 3975C
Магнитная звезда в кратной системе [2, 14]. Первые измерения продольного поля были выполнены в САО РАН [2]. Примечательно, что объект отсутствует в каталоге химически пекулярных звезд Ренсона и Манфруа [22]. Одно измерение зеема-новских спектров в 2009 г. подтвердило, что звезда магнитная и имеет знакопеременное продольное поле: Be = +1200 ± 140 Гс.
Мы получили оценки лучевой скорости звезды (Vr = +4.6 ± 2.9 кмс-1) и ее скорости вращения (ve sin i = 30 ± 3 км с-1).
3.3.11. HD37776= HIP26742= Renson 10190
Уникальная магнитная звезда с очень сильным полем сложной структуры. Имеется множество публикаций с результатами изучения этой звезды. Профили линий очень широкие со сложным распределением круговой поляризации по профилю. Кривая переменности продольного поля Be несинусоидальная, имеется вторичный максимум. На основании в том числе и на наших наблюдений было построено несколько разных моделей магнитного поля HD37776, последняя из которых опубликована в работе [23].
В 2009 г. звезда наблюдалась единожды. Измерение зеемановских спектров дает значение продольного поля Be = —2980 ± 840 Гс.
Лучевая скорость, определенная по тем же данным, составляет Vr = +23.2 ± 2.4 кмс-1, что несколько отличается от значения, приведенного в SIMBAD (Vr = +27.0 кмс-1). Однако оснований считать звезду двойной нет.
3.3.12. HD 38823 = HIP27423 = Renson 10440
Магнитное поле звезды впервые было измерено нами на БТА [20]. Три момента наблюдения звезды в 2009 г. подтвердили наличие сильного поля, продольный компонент которого меняет знак.
Лучевая скорость звезды меняется в небольших пределах относительно —10 км с-1, что не противоречит результатам нашей ранней работы [5]. Между тем, в базе данных SIMBAD для HD 38823 приведено положительное значение Vr = +1.4 км с-1 [8]. Такие различия в Vr могут свидетельствовать о переменности лучевой скорости на масштабе нескольких лет или десятилетия.
3.3.13. HD 45583 = HIP30789 = Renson 12120
Химическая пекулярная звезда в скоплении NGC2232 с возрастом 20 млн лет. Магнитное поле найдено нами [20]. Сложный закон изменения Be послужил мотивом мониторинга величины продольного поля на протяжении нескольких лет. Подробности изложены в работе [1].
Два измерения 2009 г. показали сильное поле (Be = —2250 Гс и +3850 Гс). При этом, поле, измеренное по линиям металлов, оказывается на 50% больше значений, полученных тем же методом по ядру линии He. Кривая продольного поля по водородной линии является более гладкой, в большей степени синусоидальной.
3.3.14. HD158450 = HIP85618 = Renson 44620
Эта звезда — член звездной группы Mamajek 2 [24] возрастом порядка 120 млн лет. Магнитное поле звезды впервые измерено нами [20]. Согласно одному измерению поля по наблюдениям 2009 г., его продольный компонент превышает 4 кГс: В = —4350 ± 130 Гс.
Звезда представляет собой двойную систему. Слабый спутник 11 зв. величины на расстоянии 0.>> 3 был найден методом спекл-интерферометрии на БТА [14]. Лучевая скорость меняется в небольших пределах. В базе SIMBAD значения Vr варьируются от — —22 км с-1 до —15 км с-1. В работе [5] мы измерили Vr = —17 км с-1, а в 2009 г. измерения лучевой скорости дают значение Vr = —15.1 кмс-1.
3.3.15. HD178892= HIP94155= Renson49740
Сильное продольное магнитное поле (Be = +7 кГс) было обнаружено нами на БТА [20]. В работе Рябчиковой и др. [25] звезда была детально изучена на предмет определения химического состава и структуры магнитного поля. Тем не менее, мы продолжаем мониторинг этой звезды (см. работы [1,2, 19]). В 2009 г. получено три новых измерения магнитного поля.
Звезда визуально-двойная, но данных о лучевой скорости в литературе нет. Наши результаты измерения спектров свидетельствуют, что лучевая скорость в 2009 г. была постоянной на уровне Vr = -19 км с"1.
3.3.16. HD184471 = HIP96177= Renson 50890 Магнитное поле звезды впервые обнаружено нами [20]. Оба измерения 2009 г. показали продольное поле положительной полярности. Звезда спектрально-двойная с переменной лучевой скоростью [6].
3.3.17. HD199180 = HIP 103246 = Renson 55460 Звезду для исследований в качестве кандидата в магнитные звезды предложил швейцарский астроном П. Норт. Наши наблюдения звезды начались в 2007 г. и их результаты опубликованы в статье [1]. В 2007 г. поля найдено не было, в 2008 г. наблюдения объекта не выполнялись, а одно измерение 2009 г. показало присутствие слабого магнитного поля величиной Be = -440 ± 50 Гс. Наблюдения объекта следует продолжить. Не исключено, что звезда имеет очень большой, до нескольких лет, период вращения. Профили спектральных линий имеют инструментальную ширину.
3.3.18. HD 201174= HIP 104170= Renson 56130 Эта химически пекулярная звезды типа SrCrEu с большой депрессией в континууме является членом рассеянного скопления NGC 7039. Магнитное поле найдено ранее в наших наблюдениях [1 ]. Два наблюдения звезды в 2009 г. показали наличие продольного поля Be переменной полярности. Видно, что поле по ядру линии И^ меньше измеренного по линиям металлов.
Переменность лучевой скорости не зарегистрирована, наши результаты практически совпадают с литературными данными (в SIMBAD Vr = -21.0 км с"1). Проекция скорости вращения на луч зрения меньше инструментальной величины в 20 кмс"1.
3.3.19. HD 216018= HIP 112705= Renson 59680 Звезда с очень медленным вращением. Матис и Хубриг [26] на основании измерений по расщеплённым зеемановским компонентам модуля поверхностного поля Bs нашли, что период вращения звезды должен быть более трех лет. Два наших измерения продольного поля, выполненные по спектрам, полученным в июле и октябре 2003 г., дали примерно одинаковые величины Be (+1112 Гс и +1190 Гс). Одно наше измерение 2009 г. показало В = +1390 ± 50 Гс. Наблюдения продольного поля следует продолжать.
В базе SIMBAD приведена величина лучевой скорости звезды Vr = -3.3 км с"1 [8]. Наш результат измерения Vr существенно отличается, указывая на возможную двойственность звезды.
3.3.20. HD217401 = HIP 113581 = Renson 59960
Двойная система ADS16437AB. Два измерения продольного поля в 2009 г. дают противоречивые результаты. Поле обнаруживается только в одном случае, тогда как во втором признаков его наличия нет. Доказательств существования поля у HD 217401 недостаточно, и требуется продолжить ее магнитный мониторинг.
По нашей оценке величина проекции скорости вращения на луч зрения ve sin i равна 50 км с"1.
3.3.21. HD221936= BD+51 ° 3661 =
Renson 59960
Магнитное поле этой звезды найдено нами на БТА. Кривая переменности продольного поля Be представлена в работе [1]. В 2009 г. были проведены наблюдения звезды, подтвердившие большую величину продольного поля, которое по ядрам линий водорода в 3 раза меньше, чем по металлам. HD 221936 имеет один из самых коротких периодов вращения среди магнитных CP-звезд:
P = 0?63195. Относительно небольшая величина ve sin i = 45 кмс"1 при таком коротком периоде означает, что угол i должен быть меньше 15°. Значительное изменение продольного поля(от -2.5 до +3.1 кГс) служит указанием на очень сильное поле на поверхности. Звезда является прекрасным кандидатом для выполнения магнитного картирования.
3.3.22. HD225627= BD+34° 3697 =
Renson 51520
Новая магнитная CP-звезда типа Sr. Слабое продольное поле обнаружено впервые. Мы нашли ve sin i = 27 ± 3 км с"1. Объект слабо изучен.
3.3.23. HD258686= HIP 113581 = Renson 12290
Эта визуально-двойная система со спутником mV = 11.5 на расстоянии 1.>> 5 подробно описана в работе Кудрявцева и Романюка [4]. Магнитное поле впервые обнаружено на БТА [20]. В 2009 г. получено два измерения продольного поля, которые подтверждают, что звезда обладает сильнейшим полем. Продольный компонент поля Be имеет постоянную положительную полярность и превышает 7 кГс в максимуме. Поле, измеренное по ядрам линий водорода, на 30% меньше найденного по металлам. Звезда относится к скоплению Collinder 95. Лучевая скорость, найденная нами, отличается от приведённой в базе SIMBAD (Vr = +28.0 кмс"1) [8]. По нашим данным, скорость вращения ve sin i = 30 ± 2 км с"1.
3.3.24. HD343872= BD +24° 3675 =
Renson 49880
Как магнитная, звезда ранее была найдена нами на БТА. Больше деталей, описывающих звезду, можно найти в работе [2]. Два измерения 2009 г. подтверждают наличие сильного поля положительной полярности. Поле по водороду примерно на 10% ниже, чем по линиям металлов. Звезда имеет наибольшую среди всех СР-звезд величину и амплитуду переменности индекса Да Венской фотометрической системы. У звезды есть спутник 14m на расстоянии 0.>> 8 от главного компонента [14]. Переменности лучевой скорости мы не нашли.
3.3.25. BD+00° 4535= Renson 54570
Новая магнитная звезда. Предложена для наблюдений В. Г. Елькиным. Продольное магнитное поле Be = +3130 ± 300 Гс не оставляет сомнения в магнитной природе звезды. Для BD +00 ° 4535 мы определили лучевую скорость Vr = +3.3 ± 1.1 км с-1 и проекцию скорости вращения на луч зрения ve sin i = 32 ± 3 км с-1.
3.4. CP-звезды, у которых в наблюдениях 2009 г. магнитное поле не обнаружено
3.4.1. HD22326= HIP16915
Звезда спектрального класса F7 в скоплении Melotte20. В литературе нет никаких упоминаний о химических аномалиях в спектре этой звезды. В каталог [22] она также не входит. По всей видимости, HD22326 была включена в программу наблюдений ошибочно, либо использовалась с целью калибровки основных данных. Магнитное поле не обнаружено, а лучевые скорости совпадают с данными из SIMBAD. Дальнейшие наблюдения этой звезды для поиска поля нецелесообразны.
3.4.2. HD23924 = BD+22°573= Renson6126
Этот член скопления Melotte22 (Плеяды) наблюдался нами ранее, детали приведены в статье [1]. Единственное измерение поля в 2009 г. дало значение Be = —350 ± l80 Гс. Имеющиеся у нас измерения продольного поля не позволяют считать звезду магнитной в пределах достижимой точности.
Согласно нашим измерениям, звезда относится к медленным ротаторам: v sin i = 35 км с-1.
Спектральный класс звезды в каталоге [22] указан как A3—A7, что характерно для Am-звезд.
3.4.3. HD32549= HIP23607= Renson 8280 Одно измерение магнитного поля этой пекулярной звезды класса В9р в 2009 г. показало нулевой результат, впрочем, как и другие наши попытки [2]. Между тем, Орьер и др. [27] предполагают наличие поля у HD 32549 на уровне порядка 100 Гс. Профили линий очень сложные, переменные во времени, что затрудняет точную диагностику эффекта Зеемана. К тому же, звезда быстро вращается. По нашей оценке ve sin i = 50 км с-1.
Лучевая скорость (Vr = +12.6 ± 2.8 км с-1), найденная нами, в пределах ошибок совпадает с данными в базе SIMBAD (Vr = +16.8 км с-1) [8].
3.4.4. HD48331 = BD +10° 1240
Эта звезда в скоплении NGC 2264 в каталоге [22] не упоминается. Объект быстро вращается: в зарегистрированных спектрах присутствуют три очень широких линии. Наши измерения дают верхнюю оценку магнитного поля менее 2 кГс, что сопоставимо с ошибками измерения. Похоже, что HD 48331 — нормальная В-звезда.
3.4.5. HD 52711 = HIP 34017
Звезда спектрального класса G0 с большим собственным движением. В каталоге [22] HD 52711 не значится и ранее на предмет наличия магнитного поля не изучалась. В список наблюдений была включена как временный стандарт нулевого поля. Измерения циркулярно поляризованных спектров звезды в 2009 г. показали значение Be = +40 ± 10 Гс, что с учетом реализуемой точности метода свидетельствует об отсутствии поля. Обилие линий в спектре HD 52711 позволяет в будущем при измерениях поля использовать звезду, как первичный стандарт нуля.
Лучевая скорость (Vr = +24.2 ± 1.5 км с-1), измеренная нами, совпадает с данными, представленными в базе SIMBAD: Vr = +24.5 км с-1 [8].
3.4.6. HD 93294 = HIP 53671 = ADS 7922AB
В базе SIMBAD HD 93294 обозначена как двойная или кратная химически пекулярная звезда, однако в каталоге [22] не упоминается. Сведений о магнитном поле в литературе также нет. В 2009 г. на БТА звезда наблюдалась однажды. Попытка найти продольное поле звезды по эффекту Зеемана в линиях металлов дала отрицательный результат: Be = +50 ± 50 Гс.
3.4.7. HD168856= HIP90030= Renson47330 Магнитное поле звезды (Be = —600 Гс) обнаружено Хубриг и др. [28]. Наше одно измерение 2009 г. не показало присутствия поля.
По нашим оценкам Vr = —19.1 ± 2.4 км с-1, что отличается от значения лучевой скорости, представленного в базе SIMBAD (Vr = —9.80 км с-1) [8].
3.4.8. HD170860 = BD — 190 5058A =
Renson 47330
Двойная СР-звезда с большой величиной индекса Да является членом скопления IC4725. В измерениях 2009 г. магнитного поля не найдено. Наш результат подтверждает более ранние исследования, отраженные в литературе [29]. Надо отметить, что широкие линии сложной формы в спектре делают невозможными точные измерения поля применяемыми методами.
3.4.9. HD178308= BD+270 3248A=
Renson 47330
У этой химически пекулярной звезды в измерениях 2009 г. магнитное поле не найдено.
Наше определение Vr = —28.2 ± 2.7 кмс-1 в пределах ошибок совпадает с величиной лучевой скорости в базе SIMBAD (Vr = —30.4 кмс-1) [8].
Звезда характеризуется умеренным вращением: ve sin i = 63 ± 3 км с-1.
3.4.10. HD182255= HIP95260= Renson50370
Химически пекулярная звезда. Детальному изучению посвящена работа Зверко и др. [30].
Магнитного поля в измерениях 2009 г. не найдено.
3.4.11. HD198920= HIP103111 = Renson55380
Пекулярная звезда спектрального класса F2, возможно металлического типа. Линии хотя и узкие, но магнитное поле найти не удалось.
3.4.12. BD+410 43= Renson 390
Принадлежность звезды к классу магнитных CP-звезд была установлена нами [20].
Подробно объект описан в статье [1]. Звезда имеет слабое поле. Одно измерение 2009 г. дало нулевой результат. По нашим оценкам, ve sin i = 30 ± 3 км с-1.
4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В 2009 г. на 6-м телескопе САО с использованием зеемановского анализатора мы провели наблюдения 44 звезд. Четыре звезды с узкими линиями были использованы с калибровочными целями как стандарты без поля. Еще четыре ранее известные и хорошо изученные магнитные звезды (HD 65339, HD 112413, HD 137909 и HD 201601) использовались нами, как стандарты с известными магнитными кривыми: также для процедур калибровки и стандартизации измерений. По итогам работы у четырех CP-звезд (HD 5441, HD 199180, HD 225627, BD +00 0 4535) удалось впервые обнаружить магнитное поле путем измерения его продольной составляющей. Для 21 объекта статус
магнитной звезды был подтвержден. У 11 звезд признаки магнитного поля найти не удалось.
Наши измерения продольного поля по линиям разных элементов свидетельствуют о том, что поле, полученное по линиям водорода, систематически ниже того, что получается по линиям металлов. Разница колеблется в широких пределах от 10% до 2—3 раз. По всей видимости, наблюдаемые различия возникают не вследствие каких-то методических причин, а из-за разных физических условий в атмосферах звезд или разной топологии звездных магнитных полей.В частности, нами представляется, что вертикальная (радиальная) структура поля у разных объектов может быть разной.
В заключение можем подтвердить, что и в 2009 г. наша система магнитных измерений оставалась стабильной и соответствовала международной. Для звезд с достаточно узкими линиями нижний предел обнаружения поля равен 100 Гс, если использовать классический метод измерения эффекта Зеемана по смещению центров тяжести спектральных линий в поляризованных спектрах.
БЛАГОДАРНОСТИ
Авторы выражают благодарность Г. А. Чунто-нову за содействие в подготовке к наблюдениям и их обеспечении. Авторы благодарят Российский научный фонд (грант РНФ 14-50-00043), при поддержке которого было выполнено настоящее исследование. В статье использовались данные наблюдений 6-м телескопа САО РАН, работающего при финансовой поддержке Министерства образования и науки РФ (соглашение №14.619.21.0004, проект РRFMEFI61914X0004).
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1.I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 69, 427(2014).
2. I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and D. O. Kudryavtsev, Astrophysical Bulletin 70, 444 (2015).
3. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk, in Magnetic Stars (Nizhnij Arkhyz, 2011), p. 104.
4. D. O. Kudryavtsev and I. I. Romanyuk, Astronomische Nachrichten 333,41 (2012).
5. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, E. A. Semenko, and G. A. Solov'ev, Astrophysical Bulletin 62, 147 (2007).
6. H. A. McAlister, W. I. Hartkopf, E. M. Hendry, et al., Astrophys. J. Suppl. 51,309(1983).
7. G. Scholz, Astronomische Nachrichten 305, 325 (1984).
8. N. V. Kharchenko, R.-D. Scholz, A. E. Piskunov, et al., Astronomische Nachrichten 328, 889 (2007).
9. G. M. Hill, D. A. Bohlender, J. D. Landstreet, et al., Monthly Notices Royal Astron. Soc. 297,236 (1998).
10. G. A. Wade, J.-F. Donati, J. D. Landstreet, and S. L. S. Shorlin, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 313,851 (2000).
11. H. W. Babcock, Astrophys. J. Suppl. 3, 141 (1958).
12. G. Farnsworth, Astrophys. J. 76, 313(1932).
13. J. Silvester, O. Kochukhov, and G. A. Wade, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 440, 182(2014).
14. D. A. Rastegaev, Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, et al., Astrophysical Bulletin 69, 296 (2014).
15. I. I. Romanyuk, D. O. Kudryavtsev, E. A. Semenko, and I. A. Yakunin, Astrophysical Bulletin 70, 456 (2015).
16. Y. Y. Balega, V. V. Dyachenko, A. F. Maksimov, et al., Astrophysical Bulletin 67, 44 (2012).
17. S. C. Wolff, Astrophys. J. 202, 127(1975).
18. J. D. Landstreet and G. Mathys, Astron. and Astrophys. 359,213(2000).
19. E. A. Semenko, I. A. Yakunin, and E. Y. Kuchaeva, Astronomy Letters 37, 20 (2011).
20. D. O. Kudryavtsev, I. I. Romanyuk, V. G. Elkin, and E. Paunzen, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 372, 1804(2006).
21. E. Semenko and A. Moiseeva, in preparation (2016).
22. P. Renson and J. Manfroid, Astron. and Astrophys. 498,961 (2009).
23. O. Kochukhov, A. Lundin, I. Romanyuk, and D. Kudryavtsev, Astrophys. J. 726, 24 (2011).
24. E. Jilinski, V. G. Ortega, R. de la Reza, et al., Astrophys. J. 691,212(2009).
25. T. Ryabchikova, O. Kochukhov, D. Kudryavtsev, et al., Astron. and Astrophys. 445, L47 (2006).
26. G. Mathys and S. Hubrig, Astron. and Astrophys. Suppl. 124 (1997).
27. M. Auriere, G. A. Wade, J. Silvester, et al., Astron. and Astrophys. 475, 1053 (2007).
28. S. Hubrig, P. North, M. Schooller, and G. Mathys, Astronomische Nachrichten 327, 289 (2006).
29. V. D. Bychkov, L. V. Bychkova, and J. Madej, Monthly Notices Royal Astron. Soc. 394, 1338 (2009).
30. J. Zverko, J. Zizüovsky, I. Iliev, et al., Astrophysical Bulletin 66,325(2011).
Results of Magnetic Field Measurements of CP-Stars Performed with the 6-m Telescope.
III. Observations in 2009
1.1. Romanyuk, E. A. Semenko, D. O. Kudryavtsev, and A. V. Moiseeva
We present the results of measuring longitudinal magnetic fields (Be), rotation velocities (ve sin i), and radial velocities (Vr) of 44 stars observed with the Main Stellar Spectrograph (MSS) of the 6-m BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory in 2009. For the first time, magnetic fields were detected for the stars HD 5441, HD 199180, HD 225627, and BD +00o4535. We show that for the same stars, the longitudinal fields Be measured from the Hp hydrogen line core and from metal lines can differ by 10% and up to a factor of 2—3. Except in rare cases, magnetic fields measured from the metal lines are stronger. We believe that this phenomenon is of a physical nature and depends on the magnetic field topology and the physical conditions inside a specific star. Observations of standard stars without magnetic fields confirm the absence of systematic errors capable of introducing distortions into the longitudinal-field measurement results. In this work we comment on the results for each of the stars.
Keywords: stars:magnetic field — stars:chemically peculiar
