Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://ip.rsu.ru/~marsakov/abs/abst16.htm
Дата изменения: Fri Feb 2 12:03:51 2007 Дата индексирования: Mon Oct 1 20:50:46 2012 Кодировка: Windows-1251 Поисковые слова: п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Authors:
Yu.G. Shevelev,
A.A. Suchkov,
V.A. Marakov,
Journal: Astron Zh. V.64, P.747-754
The relation between the metallicity of F stars and their loci on the c1,
diagram is investigated for a semple 2000 galactic-disk F stars having uvby
data. It is found that the lower envelope and the mean main-sequence for stars with large metallicities lie lower than those for the stars with lesser metallicities, though lar ger metallicity requires, them to lie higher, by
c1=0.05 (i.e., they must be brighter by
MV
-0.5). It is shown that allowing for difference in microturbulence,
t, and rotation, v sin i, as well as for the blanketing effect, only increases this discrepancy, while age difference practically does not affect it. The discrepancy is suggested to indicate the larger helium abundance in more metal-rich stars. The required difference in the Y value is found to be
Y
0.1 if the disk stars constitute two discrete menallicity group with Z1
0.01 and Z2
0.02. If the metallicity distribution of the disk stars is considered to be continuous within the range of lg Z/Z
(or [Fe/H]) from -0.5 to +0.3, then
Y
0.02. The latter value seems to be unacceptably large, therefore the conclusion is drawn that the c1,
diagram for F stars gives evidence in favour of the discreteness of the actual metallicity distribution. It is shown that with increasing metallicity the helium abundance runs as
Y
10
Z (in contrast to the widely used relation
Y
3
Z)
По данным uvby
-фотометрии, для двух тысяч F-звезд диска Галактики изучена связь между их металличностью и положением на диаграмме c1,
. Обнаружено, что нижняя огибающая и средняя главная последовательность у более металличных звезд лежат ниже, чем у менее металличных, хотя из-за большей металличности они должны лежать выше на
c1=0.05 (т.е. должны быть ярче на
MV
-0.5). Показано, что учет различия микротурбулентности
t, вращения v sin i, и бланкетирования у рассматриваемых групп звезд только увеличивает это несоответствие, а различие в возрасте практически не влияет на него. Сделан вывод, что оно скорее всего свидетельствует о большом содержании гелия у более металличных звезд. Найдено, что требуемое различие в величине Y составляет
Y
0.1 если звезды диска состоят из двух дискретных по металличности групп, имеющих содержание тяжелых элементов Z1
0.01 и Z2
0.02. Если считать, что распределение металличности звезд диска в диапазоне lg Z/Z
(или [Fe/H]) от -0.5 до +0.3 непрерывно, то
Y
0.02. Это значение, по-видимому, неприемлемо велико, поэтому сделан вывод, что структура диаграммы c1,
для F-звезд говорит в пользу дискретности распределения металличности звезд диска. Показано, что с увеличением металличности содержание гелия изменяется как
Y
10
Z (в отличие от часто используемого соотношения
Y
3
Z)