Спекл-интерферометрия низкометалличных звезд в окрестности Солнца. I Текст научной статьи по специальности «Науки о Земле и смежные экологические науки»

УДК 524.38:520.872

СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД В ОКРЕСТНОСТИ СОЛНЦА. I

© 2007 Д. А. Растегаев*, Ю. Ю. Балега, Е. В. Малоголовец

Специальная астрофизическая обсерватория, Нижний Архыз, 369167 Россия Поступила в редакцию 15 июня 2007; принята в печать 28 июня 2007

Представлены результаты спекл-интерферометрических наблюдений на БТА 109 низкометалличных звезд с большими собственными движениями. Разрешено на компоненты 8 объектов: 0102-20, 019155, БО+19° 1185А, 089-14, 087-45, 087-47, 0111-38, 0114-25, из которых 7 астрометрически разделены впервые. Среди новых разделенных систем — две тройные (0111-38, 087-47) и одна квадрупольная (089-14). Соотношение одиночных, двойных, тройных и квадрупольных систем для

звезд нашей выборки составляет 71:28:6:1.

1. ВВЕДЕНИЕ

Звезды гало и толстого диска нашей Галактики — это старые низкометалличные объекты, обладающие большими пространственными скоростями [1, 2]. Изучение этих звезд позволяет наложить ограничения на физические условия, существовавшие на начальных этапах образования Галактики. Наилучшими кандидатами для изучения процесса звездообразования в момент формирования Галактики являются двойные и кратные старые звезды, так как они несут больше информации об этом процессе, чем звезды одиночные. Эта информация зашифрована как в орбитальных параметрах (эксцентриситет, величина большой полуоси), так и физических параметрах компонент (светимости компонент, функция масс).

В ранних работах, посвященных изучению кратности старого населения Галактики [3, 4], делались выводы о незначительной доле двойных и кратных систем по сравнению с более молодыми и обогащенными тяжелыми элементами звездами диска. Однако за последние два десятилетия картина изменилась. В цикле работ, открывшемся статьей [5], показано, что соотношение двойных и одиночных звезд гало и толстого диска сравнимо с таковым для подавляющего большинства звезд в окрестности Солнца. Подобные исследования основаны на анализе спектров звезд [6, 7] с привлечением данных о визуально двойных системах и парах с общим собственным движением [8, 9].

Сегодня все еще не хватает данных о кратных старых звездах в окрестности Солнца с полуосями

E-mail: [email protected]

орбит от ~1 до 100 АЕ, доступных наблюдению с помощью адаптивной оптики и спекл-интерферометрии. Стоит отметить работу [10], в которой представлены результаты наблюдений звезд населения II типа методами инфракрасной спекл-интерферометрии, адаптивной оптики и с использованием прямых снимков. Для расширения базы данных о таких объектах и определения свойств компонент кратных систем нами начаты спекл-интерферометрические наблюдения близких к Солнцу объектов с низкой металличностью и большими собственными движениями. В данной работе представлены результаты наблюдений 109 звезд гало и толстого диска, выполненных в период с апреля по декабрь 2006 года.

Статья организована следующим образом: в главе 2 описана выборка исследуемых звезд, в главе 3 рассматриваются методы наблюдений и обработки полученных данных, результаты наблюдений и дополнительные сведения о разрешенных звездах приведены в главах 4 и 5 соответственно, 6 глава посвящена кратности исследуемых звезд, в заключительной главе делаются выводы.

2. ВЫБОРКА

Звезды для нашей программы выбирались из каталога CLLA [11]. Он представляет собой выборку звезд — карликов спектральных классов от A до раннего K — из каталога Lowell Proper Motion Catalog [12, 13], в котором содержатся звезды в основном северного полушария с собственным движением, превышающим 0.26 "/год, и ярче 16 звездной величины.

Из каталога CLLA мы отобрали 223 звезды по следующим трем критериям:

1. [ш/И] < -1;

2. 5 > -10°;

3. шу < 12.

Используя данные из каталога CLLA, мы построили несколько рисунков, отображающих некоторые основные характеристики нашей выборки. На рис. 1 показано распределение отобранных звезд на плоскости “металличность — V-компонента пространственной скорости”, которое демонстрирует принадлежность звезд к различным составляющим Галактики. Левая часть занята звездами гало — низкометалличными звездами с большой дисперсией скоростей. В верхнем правом углу расположены звезды, принадлежащие низ-кометалличной части толстого диска. Около 20% звезд (45 объектов) находятся на ретроградных орбитах. На рис. 2 представлено распределение звезд выборки по расстоянию от Солнца. Использовались определенные по фотометрическим параллаксам расстояния из каталога CLLA. В работе

[14] путем сравнения фотометрических параллаксов и тригонометрических параллаксов со спутника Шрратсоъ [15] для звезд из этого каталога показано, что существует небольшое расхождение в расстояниях, определяемых различными методами. Тем не менее никакой коррекции расстояния мы не делали. Распределение исследуемых звезд по металличности приведено на рис. 3. Диапазон ме-талличностей [ш/И] < —3 представлен лишь одной звездой, G64-12,c [ш/И] = —3.52. У половины исследуемых звезд металличность находится в интервале [ш/И] = [—1.58; —1). Из распределения звезд по температурам (рис. 4) видно, что это звезды спектральных классов F, G и К.

3. НАБЛЮДЕНИЯ И ОБРАБОТКА ДАННЫХ

Спекл-интерферометрические наблюдения 109 звезд выборки выполнены на БТА: в апреле (одна звезда), мае (5 объектов), июне (6 объектов) и декабре 2006 года (97 объектов). До декабря 2006 года наблюдения проводились с помощью системы, описанной в работе [16]. В качестве детектора в ней использовалась быстродействующая ПЗС-камера на базе матрицы Sony ICX085 форматом 1280x1024 элемента в комбинации с трехкамерным электронно-оптическим преобразователем с электростатической фокусировкой. В декабре использовалась новая система на основе EMCCD (ПЗС-матрица с внутренним электронным усилением), имеющая более высокую квантовую эффективность и линейность. Обе системы позволяют обнаруживать объекты с разностью блеска между компонентами до 4-х звездных величин.

-ІҐІО

-200

-500

-400

-500

Рсо^га^е * " * * * .» г ** , * * . *** * . IV*,* - Г ' >■ V*, У. * / .* -

V ; ч - * * ^ " 1 ; * „ " . * р* * *

-4

■3.*

-3

| п ЛI]

-1.5

Рис. 1. Распределение звезд выборки по металличности [т/Н] и У-компоненте пространственной скорости. Пунктирная линия отделяет звезды, находящиеся на проградных и ретроградных орбитах.

Рис. 2. Распределение звезд исследуемой выборки по расстоянию от Солнца (расстояния взяты из каталога СЬЬА).

Спекл-интерферограммы регистрировались в фильтрах с параметрами 545/30 нм (первое число указывает центральную длину волны пропускания фильтра, второе — полуширину полосы пропускания), 550/20 нм, 800/110 нм и 800/100 нм с экспозициями от 5 до 20 миллисекунд. Для большей части объектов в декабре 2006 г. получено по 500 изображений с короткими экспозициями. Для остальных объектов накоплено по 2000 экспозиций.

Методика определения относительных положений и разностей звездных величин компонент из усредненных по серии спектров мощности спекл-интерферограмм описана в работе [17]. Дифракционный предел разрешения равен 0.022" в фильтрах 545/30 нм и 550/20 нм и 0.033" в фильтрах 800/110 и 800/100. Точность измерения позиционных углов

ли

|in/J L|

Рис. 3. Распределение звезд исследуемой выборки по металличности (металличности взяты из каталога СЬЬА).

50

Т L’fT < К)

Рис. 4. Распределение звезд исследуемой выборки по температуре (температуры звезд взяты из каталога СЬЬА).

составила 0.3—2.8°, угловых расстояний р — от 1 до 5 мсд. Ошибки измерения в и р зависят от ряда параметров: расстояния между компонентами, разности блеска, качества изображения в. Точность определения разности блеска по восстановленному спектру мощности — также функция этих же параметров. Обычно для объектов с ту = 8 — 10 она изменяется в пределах от 0.05 до 0.2 звездной величины.

4. РЕЗУЛЬТАТЫ НАБЛЮДЕНИЙ

Основные результаты работы представлены в табл. 1 и 4.

В общей сложности разрешено на компоненты

8 объектов: С^102-20, С^191-55, BD+19° 1185А, G89-14, G87-45, G87-47, GШ-38, С^114-25, из

которых 7 астрометрически разделены впервые. У пяти объектов (G191-55, G89-14, G87-47, G111-38, G114-25) обнаружены новые компоненты. Известная спектральная пара G102-20 [7] впервые разрешена астрометрически. Также впервые астрометрическая двойственность была обнаружена у системы G87-45, в спектре которой имеются признаки трех компонент [7]. Астрометрическая двойственность разделенного объекта BD+19° 1185A уже была ранее обнаружена спутником Hipparcos

[15].

Некоторые сведения о разрешенных на компоненты системах представлены в табл. 2. В последней колонке этой таблицы обобщены результаты всех известных астрометрических и спектральных наблюдений рассматриваемых объектов, с учетом спекл-интерферометрических наблюдений на БТА.

5. ДОПОЛНИТЕЛЬНЫЕ СВЕДЕНИЯ О РАЗДЕЛЕННЫХ ЗВЕЗДАХ

В данном разделе мы собрали дополнительную информацию о разрешенных звездах. Для некоторых объектов приведены два расстояния, определенные по фотометрическим [11] и тригонометрическим параллаксам [15]. Очевидно, расстояние, полученное первым способом, будет заниженным, так как не учитывается светимость дополнительного компонента. С другой стороны, дополнительная компонента также вносит ошибку и в измерения тригонометрического параллакса, особенно в короткопериодических системах.

G102-20 (05^40™09.7 +12° 1041"; HIP 26676): известная спектрально-двойная SB1 с периодом около 26 лет [7], расстояние &70 пк [15], спекл-интерферометрически разделена впервые.

G191-55 (05^57™28S6 +58°40'49"; BD+58° 876; TYC 3762-1904-1): новая двойная система спектрального класса F8 [18]. Расстояние до объекта

693 пк [11].

BD+19° 1185A (06^ 03™14S9 +19°21' 39";

HIP 28671): спектральный класс объекта G0V [18]. Двойственность звезды с р = 223 мсд была обнаружена Hipparcos. Расстояние d & 42 пк [11] и d & 66 пк [15]. Учитывая наличие удаленного компонента (р & 7") BD+19° 1185B, система является тройной.

G89-14 (07^22™31S5 +08°49'13"; HIP 35756; WDS 07224+0854): новая квадрупольная система. Нами разделена как пара с расстоянием 0.99". В работе [8] есть указание на то, что на расстоянии 34" находится физически связанная компонента. Вместе с этим G89-14 является спектрально двойной SB1 с периодом 190 дней [7]. Расстояние

694 пк [15].

Таблица 1. Спекл-измерения разделенных объектов

Название системы/ подсистемы РП в(°) Дто Фильтр

0102-20 0.120І0.006 308.0І2.8 3.24±0.11 550/20

0191-55 0.814І0.002 125.1 ±0.3 2.00І0.01 800/100

ЕШ+190 1185А 0.115±0.001 183.6±0.7 1.77І0.02 550/20

089-14 0.989І0.005 0.8І0.4 4.14І0.06 800/100

087-45 0.285І0.002 271.3І0.5 2.0ІІ0.04 550/20

087-45 0.285І0.002 270.7І0.4 1.76І0.02 800/100

087-47 0.078І0.003 54.0*±2.1 1.74І0.03 800/100

0111-38АВ 0.084І0.001 7.9І0.7 0.78І0.01 550/20

0111-38АВ 0.084І0.001 7.8ІІ.З 0.75І0.01 800/100

0111-38АС 2.133І0.005 200.0І0.3 1.34І0.01 550/20

0111-38АС 2.133І0.005 200.0І0.3 1.10±0.01 800/100

0111-38ВС 2.216І0.005 199.5І0.3 0.57І0.02 550/20

0111-38ВС 2.216І0.005 199.5І0.3 0.36І0.03 800/100

0114-25 0.78ІІ0.005 323.7І0.5 3.83±0.16 800/100

■"Положение вторичной компоненты известно с неопределенностью в ±180°.

Таблица 2. Дополнительные сведения о разрешенных звездах

Название системы/ подсистемы Координаты (2000.0) ту [т/Н]* Общая кратность системы

0102-20 05/140т09!7 +12°10/41// 10.22 -1.17 2

0191-55 05Л-57т28®6 +58°40/49" 10.47 -1.94 2

ВО+19° 1185А Об^ОЗ™^ + 19°21/39" 9.32 -1.47 3

089-14 07л,22т31®5 +08°49/13" 10.40 -1.90 4

087-45 07Л-32т58®7 +31°07/00" 11.44 -1.49 3

087-47 07/135т34®1 +35°57/11" 10.34 -1.34 3

0111-38 07/149т32!0 +41°28/08" 8.7 -1.04 3

0114-25 08/159т03®4 -Об^З^б" 11.92 -2.28 2

Металличности взяты из каталога CLLA [11].

087-45 (07^32™58!7 +31°07'00"; TYC 2453763-1): звезда спектрального класса 02 [18]. Известна как SB2 с периодом 51 день [19]. В спектре присутствуют признаки третьего компонента [7], который мы скорее всего и разделили. Расстояние й ~ 123 пк [11].

087-47 (07^35т34!1 +35°57'11"; Н1Р 36936): новая тройная система. Расстояние й & 62 пк [11] и й & 100 пк [15]. Известна как SB1 с периодом 13 дней. В каталоге ШррагсоБ приведена как объект со стохастическим астрометрическим решением. Мы обнаружили третью компоненту. Для данного

=1=

объекта удалось определить положение вторичной компоненты лишь с неопределенностью в ±180°.

Таблица 3. WDS-компоненты для звезд выборки

Название \У0 Б-компаньон р{") Дто Статус Ссылка

0172-16 00386+4738080 7 8.4 5.85 + [9]

02-38 01270+1200ь0 Б 3282 24.6 5.5 + [8]

0172-61 01344+4844ЕБ 2587 - [9]

071-33 01452+0331ЬО Б 3306 -

074-5 02104+2948ВиР 29АВ -

02104+2948ВиР 29АС -

02104+2948ВиР 29АО -

037-26 03084+2620080 14 - [9]

0246-38 03313+6644 0 8 0 15 - [9]

095-57А/095-57В 03470+41268ТР 443АВ 7.4 0.62 + [8]

03470+41268ТР443АС -

03470+4126РОХ 135СЭ - [9]

НО 25329 04033+35160 8 0 16 - [9]

099-31\У 05449+0915Н08 769 - [15]

В0+19° 1185А 06032+1922Н0 8 823Аа 0.2 2.12 + [15], *

06032+1922Ь08 6195АВ 6.9 4.06 + [8]

088-10 07104+2421080 19 - [9]

089-14 07224+085401С 72АВ - [8]

07224+0854АЬС 2ВС 34.0 6.3 + [8]

0112-43/0112-44 07437-0004Ш 2413 11.8 1.58 + [8]

0111-38 07495+4128А 2468АВ 2.2 1.27 + [15], *

07495+4128Ь08 900АВ-С -

090-25 07536+3036ВиР 108 - [9]

0251-54 081 Ю+7955Ь081668АВ 110.5 5.4 + [9]

08110+7955Р\У8 ЗАС _?

08110+79550 8 0 21 АО - [9]

040-14 08161+1942Ь083781 98.0 7.6 + [8]

0113-22 08170+0001ЬО 8 3782 -

09-36 08580+2428080 23АВ - [9]

08580+24280 8 0 23АС - [9]

0115-49 09053+38480 8 0 24 - [9]

0120-15 11063+3113ТО87665АВ 7.6 0.68 +?

РАСТЕГАЕВ и др. Таблица 3. (Продолжение)

Название \У0 Б-компаньон Р(") Дто Статус Ссылка

11063+31130 Б 0 36АС - [9]

010-4 11110+06250 8 0 37 - [9]

066-22 14433+0550080 58 3.2 3.19 + [9], *

023-14 19518+0537080 112 - [9]

0143-33 20084+15030 8 0 117АВ - [9]

20084+15030 8 0 117АС - [9]

20084+15030 8 0 117А0 - [9]

20084+15030 8 0 117АЕ - [9]

20084+1503Ь081033АР -

0125-64 20090+4252080 118АВ - [9]

20090+42520 8 0 118АС - [9]

Таблица 4. Неразрешенные звезды Таблица 4. (Продолжение)

Название Фильтр (Х/АХ, нм) Эпоха Название Фильтр (Х/АХ, нм) Эпоха

0172-16 800/100 2006.9463 079-42 800/100 2006.9468

033-30 800/100 2006.9437 079-43 800/100 2006.9468

02-38 800/100 2006.9438 079-56 800/100 2006.9468

0172-58 800/100 2006.9462 095-57А 550/20 2006.9414

0172-61 550/20; 800/100 2006.9462 095-57В 550/20 2006.9414

0173-10 550/20; 800/100 2006.9463 НО 25329 550/20 2006.9414

02-50 800/100 2006.9438 082-18 800/100 2006.9415

071-33 800/100 2006.9438 084-29 550/20 2006.9415

0245-32 550/20 2006.9443 0191-23 800/100 2006.9448

0133-45 800/100 2006.9467 086-39 800/100 2006.9415

071-55 800/100 2006.9438 086-40 550/20; 800/100 2006.9416

072-60 800/100 2006.9468 096-48 800/100 2006.9417

074-5 550/20 2006.9468 099-31\У 550/20; 800/100 2006.9417

074-30 800/100 2006.9467 0102-27 550/20 2006.9471

036-47 800/100 2006.9468 099-48 800/100 2006.9471

037-26 550/20 2006.9468 0101-34 800/100 2006.9471

05-19 550/20 2006.9468 0192-28 800/100 2006.9448

0221-7 550/20 2006.9442 0105-50 800/100 2006.9471

05-35 800/100 2006.9468 0192-43 800/100 2006.9448

0246-38 800/100 2006.9442 087-13 800/100 2006.9417

257 СПЕКЛ-ИНТЕРФЕРОМЕТРИЯ НИЗКОМЕТАЛЛИЧНЫХ ЗВЕЗД В ОКРЕСТНОСТИ. Таблица 4. (Продолжение) Таблица 4. (Продолжение)

Название Фильтр (А/ ДА, нм) Эпоха

0108-48 800/100 2006.9445

0107-50 800/100 2006.9475

087-27 550/20; 800/100 2006.9472

088-10 800/100 2006.9472

0108-58 800/100 2006.9445

088-27 800/100 2006.9472

090-3 800/100 2006.9472

088-32 800/100 2006.9418

ВО-1° 1792 800/100 2006.9446

0112-43 800/100 2006.9446

0112-44 800/100 2006.9446

090-25 550/20; 800/100 2006.9473

0251-54 800/100 2006.9475

0234-24 800/100 2006.9475

040-8 800/100 2006.9446

0234-28 800/100 2006.9448

040-14 800/100 2006.9446

0113-22 800/100 2006.9446

0194-22 800/100 2006.9448

ВО+25° 1981 550/20; 800/100 2006.9473

046-5 800/100 2006.9474

0115-34 800/100 2006.9473

09-36 800/100 2006.9473

0114-26 550/20 2006.942

0115-49 800/100 2006.9473

046-31 800/100 2006.9476

041-41 800/100 2006.9476

0195-34 800/100 2006.9422

048-29 800/100 2006.9476

0116-45 800/100 2006.9473

0161-73 800/100 2006.9476

043-3 545/30 2006.2759

053-41 800/100 2006.9421

044-30 800/100 2006.9422

Название Фильтр (А/ ДА, нм) Эпоха

058-23 800/100 2006.9422

0196-48 800/100 2006.9422

058-25 550/20 2006.9422

0146-76 800/100 2006.9477

0253-41 550/20; 800/100 2006.9422

0120-15 800/100 2006.9449

010-4 800/100 2006.9449

ВО+36° 2165 800/100 2006.9449

НО 97916* 550/20 2006.945

056-30 800/100 2006.9449

0254-24 800/100 2006.9423

0147-62 800/100 2006.945

0121-12 800/100 2006.9477

0176-53 800/100 2006.9423

0122-51 550/20 2006.945

066-22 545/30; 800/110 2006.3747

0166-45 545/30 2006.3747

016-13 545/30 2006.3748

016-20 545/30 2006.3749

0153-21 545/30 2006.3749

0170-47 545/30 2006.4488

023-14 800/110 2006.4517

023-20 800/110 2006.4517

024-3 800/110 2006.4518

0143-33 800/110 2006.4518

0125-64 800/110 2006.4518

0171-15 800/100 2006.9463

0111-38 (0749™32!0 +41°28'08"; НІР 38195; WDS 07495+4128): новая тройная система. Как двойная разделена НіррагсоБ с р = 2.154". Мы разрешили одну из компонент. Расстояние й & 50 пк [11] и й & 200 пк [15]. Спектральный класс системы 05 [18].

0114-25 (08^59™03! 4 -06°23'4б"; НІР 44111): новая двойная система. Спектральный класс F7 [18]. Расстояние й & 131 пк [11].

6. КРАТНОСТЬ ЗВЕЗД 6.1. Удаленные компоненты

Для 109 рассматриваемых объектов мы привлекли дополнительно имеющиеся сведения о спектральной кратности этих звезд [6, 7] и данные

об удаленных компонентах из каталога WDS [20]. Если спектральные и интерферометрические компоненты не вызывают сомнений в том, что они являются физически связанными, то к широким визуальным компаньонам следует относиться более внимательно. Всего для наших звезд было найдено 43 WDS-компаньона (иногда по нескольку на один объект), большая часть из которых была нами отброшена как случайные оптические проекции. В табл. 3 приведены данные по всем найденным широким компонентам. В первой колонке содержатся названия исследуемых звезд, во второй — все найденные WDS-компоненты. Для компонент, физическая связь которых со звездами выборки установлена, в колонках 3 и

4 приведены, соответственно, расстояния между компонентами и разность блеска. Последние взяты непосредственно из каталога WDS и могут незначительно отличаться от величин, приведенных в соответствующих ссылках. В колонке 5 (Статус) заком “+” отмечены компоненты, для которых мы допускаем физическую связь с главной звездой, знаком “—” мы обозначили несвязанные оптические пары. Дополнительный знак вопроса в этой колонке отмечает тот факт, что мы не полностью уверены в правильности принятого решения. В последней колонке приведены ссылки на работы, в которых есть сведения о соответствующей паре и подтверждена или опровергнута их физическая связь. Во всех случаях это две работы [8, 9], посвященные широким парам звезд населения II типа, и каталог [15]. Дополнительный символ * в этой колонке говорит о том, что наши наблюдения подтверждают наличие данной компоненты. Если ссылки не даны, то это означает, что решение о физической связи принималось нами самостоятельно на основании данных из каталога WDS. Для этого мы анализировали изменения расстояний между компонентами за имеющиеся периоды времени и разность блеска между компонентами.

В результате, из 43 WDS-компонентов мы оставили лишь 12, которые и учитывались при подсчете соотношения систем различной кратности.

6.2. Соотношение систем различной кратности

Для подсчета соотношения систем различной кратности среди исследуемых звезд мы привлекли все найденные сведения о наблюдениях данных систем различными методами. Из

109 рассматриваемых звезд 24 являются спектрально двойными [6, 7], одна звезда (08745) — спектрально тройная [7], 7 звезд — спекл-интерферометрические двойные, одна звезда (0111-38) — спекл-интерферометрическая тройная. У 12 звезд имеются компаньоны из каталога WDS. Разумеется, существуют компоненты, обнаруживаемые различными методами. Например, двойная система 0102-20 с периодом около 26 лет [7] обнаруживается как спектральным, так и спекл-интерферометрическим методом. Аналогичным образом внешняя пара тройной системы 0111-38 (р & 2") регистрируется как методом спекл-интерферометрии, так и обычным визуальным наблюдением.

В итоге соотношение одиночных, двойных, тройных и квадрупольных систем, обнаруживаемых всеми методами, для звезд нашей выборки составило 71:28:6:1. Аналогичная нескорректированная за неразрешенные двойные звезды оценка для звезд диска спектральных классов от F7 до

09 [21] составляет 51:40:7:2. Нужно отметить важное различие двух сравниваемых выборок. Если наша выборка формировалась отбором звезд с определенными звездными величинами и пространственными скоростями, то выборка из работы [21] ограничена лишь по расстоянию (все звезды находятся не далее, чем в 22 пк от Солнца).

7. ВЫВОДЫ

Для наблюдений с высоким угловым разрешением нами отобрано 223 низкометалличных объекта с большими собственными движениями из каталога CLLA [11]. В результате спекл-интерферометрических наблюдений на БТА 109-ти звезд разделено на компоненты 8 систем, причем

7 объектов астрометрически разделены впервые. Дополнительные сведения о спектральной и астрометрической кратности позволили оценить соотношение одиночных, двойных, тройных и квадрупольных систем. Оно составило 71:28:6:1.

В следующей статье этой серии мы продолжим публикацию результатов спекл-интерферометри-ческих наблюдений представленной выборки звезд.

БЛАГОДАРНОСТИ

Работа была выполнена с использованием базы данных Simbad [18] и каталога WDS [20].

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

1. J. Norris, Astrophys. J. Suppl. 61, 667 (1986).

2. S. R. Majewski, Annu. Rev. Astronom. Astrophys. 31,575(1993).

3. H. A. Abt and S. G. Levi, Astronom. J. 74, 908 (1969).

4. H. A. Abt and D. W. Willmarth, Astrophys. J. 318, 786 (1987).

5 . B . W. Carney and D . W. Latham, Astronom . J . 92, 116 (1987).

6. D. Goldberg, T. Mazeh, D. W. Latham, et al., Astronom. J. 124, 1132 (2002).

7. D. W. Latham, R. P Stefanik, G. Torres, et al., Astronom. J. 124, 1144 (2002).

8. C. Allen, A. Poveda, and M. A. Herrera, Astronom. and Astrophys. 356, 529 (2000).

9. M. R. Zapatero Osorio and E .L. Martin, Astronom. and Astrophys. 419, 167 (2004).

10. H. Zinnecker, R. Kohler, and H. Jahreiss, Rev. Mex. A & A 21,33 (2004).

11. B. W. Carney, D. W. Latham, J. B. Laird, et al., Astronom. J. 107, 2240 (1994) (CLLA).

12. H. L. Giclas, Jr. R. Burnham, and H. G. Thomas, Lowell Proper Motion Survey, Northern Hemisphere (Lowell Observatory, Flagstaff, 1971).

13. H. L. Giclas, Jr. R. Burnham, and H. G. Thomas, Lowell Obs. Bull., No 164(1978).

14. M. I. Arifyanto, B. Fuchs, H. Jahreiss, and R. Wielen, Astronom. and Astrophys. 433, 911 (2005).

15. M. A. C. Perryman, ESA, The Hipparcos and Tycho Catalogues (ESA Publ. Division, SP—1200, 1997).

16. А. Ф. Максимов, Ю. Ю. Балега, У. Бэкманн, Бюлл. Спец. астрофиз. обсерв. 56, 102 (2003).

17. I. I. Balega, Y. Y. Balega, K.-H. Hofmann, et al., Astronom. and Astrophys. 385, 87 (2002).

18. База данных SIMBAD: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid

19. D. W. Latham, T. Mazeh, and B. W. Carney, Astronom. J. 96, 567 (1988).

20. B. D. Mason, G. L. Wycoff, W. I. Hartkopf, et al., Astronom. J. 122,3466(2001).

21. A. Duquennoy and M. Mayor, Astronom. and Astrophys. 248, 485 (1991).

SPECKLE INTERFEROMETRY OF METAL-POOR STARS IN THE SOLAR NEIGHBORHOOD. I

D. A. Rastegaev, Yu. Yu. Balega, E. V. Malogolovets

We report the results of speckle-intefrerometric observations of 109 high proper-motion metal-poor stars made with the 6-m telescope of the Special Astrophysical Observatory of the Russian Academy of Sciences. We resolve eight objects —G102-20, G191-55, BD+19° 1185A, G89-14, G87-45, G87-47, G111-38, and G114-25 — into individual components and we are the first to astrometrically resolve seven of these stars. New resolved systems included two triple (G111-38, G87-47) and onequandruple (G89-14) star. The ratio of single-to-binary-to-triple-to-quadruple systems among the star s of our sample is equal to 71:28:6:1.