Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://www.sao.ru/hq/ssl/UVatlas/node10.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Tue Oct 2 00:30:35 2012
Кодировка: koi8-r
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п

Химический состав

Для определения химических обилий использовались, как правило, линии, эквивалентные ширины которых меньше 100 m, т.к. более сильные линии чувствительны к выбору значения микротурбулентной скорости. Линии, дающие систематические отклонения при определении химических обилий, в дальнейшем анализе не принимались во внимание. Результаты определения химического состава приведены в табл.3. Даны средние содержания $\lg{\varepsilon}$, вычисленные по линиям отдельных атомов или ионов, указано число линий (N) и ошибка определения ($\sigma$). В табл.4 приведены отношения [X/Fe] для всех элементов.

В табл.5 представлены определенные нами и приведенные в работе Вестина и др. (2000) значения содержаний ряда элементов. Систематическое отличие в 0.1dex связано с использованием различных систем сил осцилляторов и принятых параметров моделей атмосфер. Видно, что согласие вполне удовлетворительное, в том числе и для наиболее тяжелых элементов.

Для большинства элементов получены характерные для данного диапазона металличностей содержания. Так, элементы $\alpha$-процесса Mg, Ca и Ti находятся в избытке в звездах с более низкой металличностью. Для Ni, являющегося элементом железного пика, во всем диапазоне металличностей отношение [Ni/Fe] = 0, в то время как для ряда других элементов этой группы (V, Co, Zn) наблюдается несколько повышенное, а для Cr -- пониженное, по отношению к солнечному, содержание в наиболее низкометалличной звезде. Mn, элемент группы железа с нечетным числом протонов в ядре, показывaет хорошо выраженную зависимость от металличности -- пониженное содержание при низких металличностях и постепенное увеличение с ростом металличности. Для ряда элементов (Ti, V, Cr) содержания были рассчитаны как по нейтральному атому, так и по однократно ионизованному иону. При этом разность между этими содержаниями (величина порядка 0.2 dex), можно объяснить либо ошибкой определения значения $\lg{g}$ -- содержание иона в большей степени (по сравнению с нейтральным атомом) зависит от этого параметра, либо использованием различных систем сил осцилляторов.

Для некоторых элементов (CaI, FeI, TiII) наблюдается систематическое отклонение зависимости "эквивалентная ширина - логарифм содержания" от линейной. На рис.3 приведен пример такого отклонения для линий FeI, измеренных в спектре звезды G37-26. Ограничиваясь линиями с эквивалентной шириной меньше 100m, мы исключаем влияние таких нелинейностей на величину среднего содержания данного элемента. Анализ этого эффекта выходит за рамки данной работы. Отметим, что подобные отклонения обнаружены еще по результатам массовой фотографической спектроскопии звезд диска (Клочкова и др., 1991) и до сих пор не объяснены. Очевидно, что данный эффект никак не связан с недооценкой эффектов затухания (при такой недооценке содержание, определяемое по сильным линиям, завышается). Можно только утверждать, что точность измерения эквивалентных ширин, реализованная в данной работе, уже не является основным фактором, определяющим точность определения содержания ряда элементов.

Кроме числа линий, достаточного для определения содержаний большой группы элементов, исследования химсостава по коротковолновому диапазону имеют еще одно преимущество. В диапазоне температур и давлений, характерных для атмосфер субкарликов, коэффициент непрерывного поглощения в районе 4000 на 0.2dex ниже, чем в красной области спектра. Это означает, что непрерывное поглощение в синей области спектра формируется глубже, чем непрерывное поглощение в красной области (6000). Следовательно, слабые линии, наблюдаемые в синей области спектра, формируются, в среднем, ближе к фотосфере, чем линии красного диапазона. Можно надеяться, что неточности модельного описания на линиях синего диапазона проявляются слабее.