АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2019, том 96, № 11, с. 951-954

УДК 524.31.01-36

ЗАВИСИМОСТЬ МИКРОТУРБУЛЕНТНОСТИ

ОТ СПЕКТРАЛЬНОГО ТИПА ДЛЯ F ЗВЕЗД

¹Бакинский государственный университет, Баку, Азербайджан

²Шемахинская астрофизическая обсерватория НАНА, Шемаха, Азербайджан

Поступила в редакцию 06.05.2019 г.; после доработки 28.05.2019 г.; принята к публикации 31.05.2019 г.

Методом моделей атмосфер исследована микротурбулентность в атмосферах F звезд. Микротурбу-

лентная скорость определенана основе сравнения вычисленных и наблюдаемых эквивалентных ширин

спектральных линий Fe II. Вычисления эквивалентных ширин спектральных линий проводились

с помощью программы DASA, разработанной в Крымской астрофизической обсерватории РАН.

Обнаружена обратная зависимость микротурбулентной скорости ξ_t от ускорения силы тяжести g в

атмосферах звезд, т.е. с увеличением g наблюдается уменьшение ξ_t.

DOI: 10.1134/S0004629919110057

1. ВВЕДЕНИЕ

что в 3D модели солнечной фотосферы рассчитан-

ные и наблюдаемые профили спектральных линий

Уже давно известно, что при корректном учете

полностью совпадают, и нет нужды вводить поня-

всех механизмов уширения невозможно полностью

тия микро- и макротурбулентности. Классические

объяснить наблюдаемые профили спектральных

понятия микро- и макротурбулентности полностью

линий в спектрах звезд. Поэтому был введен еще

объясняются конвективно-грануляционными по-

один механизм — турбулентность. В астрофизи-

лями скоростей, вибрационными движениями фо-

ке турбулентность считается одним из механиз-

тосферы, неоднородностью температуры.

мов, расширяющих спектральную линию. Условно

Спектры избранных звезд были получены на

различают макро- и микротурбулентность. Мак-

2-м телескопе ШАО НАНА, с помощью спектро-

ротурбулентность, подобно вращению, расширяет

графа с ПЗС матрицей (R = 28 000, S/N = 200).

профили линий, не меняя величину эквивалентных

Спектры обработаны программой DECH. Были

ширин. Эквивалентные ширины линий зависят от

измерены эквивалентные ширины бальмеровских

микротурбулентности. Поэтому для анализа хи-

линий и линий Fe II.

мического состава необходимо знать микротурбу-

лентную скорость. Таким образом, исследование

микротурбулентности важно для анализа химиче-

2. ЭФФЕКТИВНАЯ ТЕМПЕРАТУРА

ского состава звезд. Микротурбулентнось опре-

И УСКОРЕНИЕ СИЛЫ ТЯЖЕСТИ

деляется по доплеровским ширинам спектральных

линий Δλ_D. Эмпирически найдено, что наблюда-

Эффективная температура T_eff звезд и ускоре-

емые доплеровские ширины спектральных линий

ние силы тяжести на их поверхностях lg g опре-

нельзя объяснить одними только тепловыми дви-

делялись методом моделей атмосфер, описанным

жениями. Приходится вводить посредством выра-

в [2]. При этом выполнялось:

жения

√

2RT

1. сравнение наблюдаемых и теоретически вы-

Δλ_D =

+ξ_t

численных значений эквивалентныx ширин

бальмеровских линий;

величину ξ_t, интерпретируемую как “микротурбу-

лентная скорость”.

2. сравнение наблюдаемых и теоретических

В недавних исследованиях [1] изучена природа

значений индекса [c1];

микро- и макротурбулентности. В [1] обнаружено,

3. сравнение наблюдаемых и теоретических

^*E-mail: zahir.01@mail.ru

значений индекса Q.

951

952

САМЕДОВ

lg g

lg ε(Fe)

2.5

7.8

HR382 (F0Ia) ξ_t = 6.0 км/с

HR7847 (44Cyg, F5Iab)

7.6

W(H_γ)

[c₁]

7.4

2.0

7.2

100

150

200

250

300

W, мÅ

lg ε(Fe)_{HR7847 (44Cyg, F5Ib) ξ}

1.5

t = 5.0 км/с

1.0

100

150

200

250

300

W, мÅ

lg ε(Fe)

HD161796 (F3Ib) ξ_t = 6.5 км/с

0.5

8.0

7.5

7.0

6.5

6.0

5500

6000

6500

7000

20 40 60 80 100120140160180200220240260280

T_eff, K

W, мÅ

lg ε(Fe)

Рис. 1. Диаграмма для определения параметров T_eff и

8.0

HR6707 (F2II) ξ_t = 3.5 км/с

lg g звезды HR 7847 (44Cyg, F5Ib).

7.5

7.0

6.5

В узкополосной четырехцветной фотометриче-

6.0

100

150

200

250

300

ской системе uvby и в фотометрической системе

W, мÅ

UBV индексы [c1] и Q определяются формула-

lg ε(Fe)

ми [c1] = c1 - 0.2(b - y) и Q = (U - B) - 0.72(B -

8.0

HR8718 (F5II) ξ_t = 3.0 км/с

- V ), соответственно. Система uvby была допол-

7.6

нена величиной β для измерения интенсивности

7.2

линий H_β. Путем сравнения значений указанных

6.8

выше индексов, найденных из наблюдений, с теоре-

100

150

200

250

тическими значениями, были определены значения

W, мÅ

T_eff и lg g. Наблюдаемые значения [c1], Q и β нахо-

lg ε(Fe)

HR7061 (F6V) ξ_t = 3.0 км/с

дим с помощью каталога [3]. Расчеты показателей

8.0

7.5

цвета в системах UBV и uvby, необходимые для

7.0

вычисления индексов Q и [c1], выполнили Кастелли

6.5

и Куруц [4]. Теоретические значения β-индекса

100

120

140

160

180

200

взяты у Кастелли и Куруца [5]. Расчеты эквива-

W, мÅ

лентныx ширин бальмеровских линий приведены у

lg ε(Fe)

8.5

HR1543 (F6V) ξ_t = 3.0 км/с

Куруца [6].

8.0

На рис. 1 в качестве примера представлена

7.5

диаграмма T_eff- lg g для звезды HR 7847 (44Cyg,

7.0

F5 Ib). На основании рис. 1 были приняты следую-

6.5

100

150

200

щие значения параметров атмосферы: T_eff = 6200 ±

W, мÅ

± 200 K, lg g = 1.3 ± 0.2.

Рис. 2. Примеры определения параметpa микротурбу-

3. МИКРОТУРБУЛЕНТНАЯ СКОРОСТЬ

лентности ξt для избранных звезд.

Как было показано в [7], для определения ско-

рости микротурбулентности ξ_t необходимо иметь

список линий какого-либо атома или иона в ши-

железа Fe I могут быть подвержены значительным

роком диапазоне эквивалентных ширин W_λ, а ско-

отклонениям от ЛТР. Если не учитывать отклоне-

рость микротурбулентности ξ_t подбирается так,

ния от ЛТР, то это приведет к занижению опре-

чтобы определяемые содержания элемента не по-

деляемого содержания железа lg ε (Fe). Впервые

казывали хода с ростом W_λ. Самыми многочислен-

для F-сверхгигантов это было показано Боярчуком

ными в спектрах исследуемых звезд оказались ли-

и др. [8], позже для F- и G-звезд подтверждено

нии нейтрального железа Fe I, далее линии ионизо-

другими авторами (см., напр., [9]). Интересно, что

ванного железа Fe II. Однако линии нейтрального

в отличие от линий Fe I, линии Fe II оказались

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

ЗАВИСИМОСТЬ МИКРОТУРБУЛЕНТНОСТИ

953

ξ_t, км/с

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5

4.0

3.5

3.0

2.5

2.0

1.5

1.0

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0

4.5

5.0

lg g

Рис. 3. Зависимость микротурбулентной скорости ξt от ускорения силы тяжести g.

нечувствительными к не-ЛТР эффектам. Поэтому

на основе сравнения вычисленных и наблюдаемых

при определении микротурбулентной скорости в

эквивалентных ширин спектральных линий Fe II.

атмосфере звезд мы использовали линии Fe II.

Вычисления эквивалентных ширин спектральных

Как показали Любимков и Самедов [10], па-

линий проводились с помощью программы DASA,

раметр микротурбулентности ξ_t в атмосферах F-

разработанной в Крымской астрофизической об-

сверхгигантов может расти с высотой. Чем сильнее

серватории РАН. Мы использовали для спек-

линия, тем заметнее действие этого эффекта. Од-

тральных линий атомные данные из базы данных

нако для сравнительно слабых линий этой зависи-

VALD-2 [11].

мостью можно пренебречь и считать параметр ξ_t в

На рис. 2 показано определение параметра ξ_t

атмосфере постоянным. Поэтому при определении

для нескольких F-звезд. Ошибка определения ξ_t

ξ_t мы используем только достаточно слабые линии

составляет ±0.5 км/c. В табл. 1 приведены фунда-

Fe II с эквивалентными ширинами W < 250 m˚A.

ментальные параметры исследованных звезд.

Эти линии образуются в глубоких слоях, которые

Рассмотренные звезды исследованы другими

вполне можно считать плоскопараллельными сло-

авторами (см., напр., [12-14]). Метод, который

ями, находящимися в состоянии ЛТР.

мы применяем, подробно описан в [2] и точность

этого метода обоснована. Поэтому мы считаем, что

На основе модели атмосферы Куруца [6], соот-

результаты, которые мы получили, являются более

ветствующей найденным параметрам T_eff и lg g, мы

предпочтительными.

рассчитали содержание lg ε (Fe II) для несколь-

На рис. 3 представлена зависимость микротур-

ких значений ξ_t. Содержание железа определено

булентной скорости ξ_t от ускорения силы тяжести

g. Видно, что с увеличением g уменьшается ξ_t. Для

Таблица 1. Фундаментальные параметры исследован-

звезд главной последовательности мы получили

ных звезд

микротурбулентную скорость 3 км/c. Но ожидает-

ся, что это значение должно быть <3 км/c. Вероят-

Звезда

Sp T_eff, K lg g ξ_t, км/с lg ε (Fe)

ной причиной этого несоответствия является огра-

HR 382

F0 Ia

6800

1.2

6.0

7.48

ничение наблюдений (спектральное разрешение).

HR 6978

F7 Ib

6000

1.7

4.8

7.49

4. ЗАКЛЮЧЕНИЕ

HR 690

F7 Ib

6250

1.5

5.0

7.38

1. Методом моделей атмосфер определены эф-

фективная температура, ускорение силы тя-

HR 7847

F5 Iab

6200

1.3

5.0

7.58

жести и содержание железа в атмосферах

HR 6685

F2 Ib

6300

0.5

6.5

6.94

звезд спектрального класса F (табл. 1).

HD 161796 F3 Ib

6550

0.75

6.5

7.03

2. По линиям Fe II вычислена скорость микро-

HR 6707

F2 II

6670

2.45

3.5

7.21

турбулентности (табл. 1).

HR 8718

F5 II

6800

4.0

3.0

7.47

3. Обнаружено, что микротурбулентная ско-

HR 1543

F6 V

6450

4.1

3.0

7.40

рость ξ_t зависит от ускорения силы тяжести

g в атмосферах звезд, а именно, ξ_t уменьша-

HR 7061

F6 V

6400

4.0

3.0

7.44

ется с увеличением g.

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019

954

САМЕДОВ

СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ

8. A. А. Боярчук, Л. С. Любимков, Н. А. Сахибуллин,

Астрофизика 22(3), 339 (1985).

1. M. Asplund, A. Nordlund, R. Trampedach, C. Allende

Prieto, and R. F. Stein, Astron. and Astrophys. 359,

9. F. Thevenin and T. P. Idiart, Astrophys. J. 521, 753

729 (2000).

(1993).

2. Л. С. Любимков, Т. М. Рачковская, Д. Б. Поклад,

10. Л. С. Любимков, З. А. Самедов, Астрофизика

Астрофизика 52(2), 237 (2009).

32(1), 49 (1990).

3. B. Hauck and M. Mermilliod, Astron. and Astrophys.

Suppl. Ser. 129, 431 (1998).

11. F. N. Kupka, T. Piskunov, A. Ryabchikova,

4. F. Castelli and R. L. Kurucz, in Modelling of Stellar

H. C. Stempels, and W. W. Weiss, Astron. and

Atmospheres, edited by N. E. Piskunov, W. W. Weiss,

Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119 (1999).

and D. F. Gray, Proc. IAU Symp. 210, id. A20 (2003).

12. R. E. Luck, Astron. J. 147, 137 (1999).

5. F. Castelli and R. L. Kurucz, Astron. and Astrophys.

454, 333 (2006).

13. S. M. Andrievsky, J. R. D. Lepine, S. A. Korotin,

6. R. L. Kurucz, CD-ROM

13, ATLAS9 Stellar

R. E. Luck, V. V. Kovtyukh, and W. J. Maciel,Monthly

Atmosphere Programs and 2 km/s grid (Cambridge,

Not. Roy. Astron. Soc. 428, 3252 (2013).

Mass.; Smithsonian Astrophys. Obs., 1993).

14. V. V. Kovtyukh, N. I. Gorlova, and S. I. Belik, Monthly

7. Л. С. Любимков, Химический состав: Метод и

результаты анализа (Одесса: Астропринт, 1995).

Not. Roy. Astron. Soc. 423, 3268 (2012).

АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ том 96

№ 11

2019