Abstract

The helium abundance and luminosity of the main-sequence F stars as derived from uvby photometry. (Содержание гелия и светимость F-звезд главной последовательности по данным фотометрической системы uvby)

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 M_V-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 Y0.1 if the disk stars constitute two discrete menallicity group with Z₁0.01 and Z₂0.02. 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 Y0.02. 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 Y10Z (in contrast to the widely used relation Y3Z)

     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 M_V-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 Y0.1 если звезды диска состоят из двух дискретных по металличности групп, имеющих содержание тяжелых элементов Z₁0.01 и Z₂0.02. Если считать, что распределение металличности звезд диска в диапазоне lg Z/Z (или [Fe/H]) от -0.5 до +0.3 непрерывно, то Y0.02. 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 Y10Z (в отличие от часто используемого соотношения Y3Z)

Paper: Source, PostScript