对特殊 Bp 星 HR 6000 的精细化分析

我们分析了极年轻（约 $10^7$ 年）的特殊 B 型星 HR 6000 的 UVES 光谱，覆盖近紫外和可见光光谱区域（3050-9460 A），旨在将此前利用 IUE 光谱在紫外波段进行的研究扩展到其他光谱范围。利用从 H$_\beta$、H$_\gamma$、H$_\delta$ 巴尔末线轮廓以及 Fe I、Fe II 电离平衡确定的恒星参数（$T_{\rm eff}=12850$K, $\log g=4.10$, $\xi=0$km/s），计算了个体丰度的 ATLAS12 模型。通过比较观测与计算的等效宽度和线轮廓，我们识别了光谱特殊性并获得了最终的恒星丰度。所采用的模型未能重现 $(b-y)$ 和 $c$ 色指数。光谱分析揭示了：Mn II、Cr II 和 Fe II 发射线的存在；Hg 和 Ca 的同位素异常；Na I 在 $\lambda\lambda$ 3302.3, 3302.9, 5890, 5896 A 以及 K I 在 7665, 7699 A 的星际吸收线；以及大量未识别谱线的存在，鉴于 Fe 的过丰量高达 [+0.7]，我们推测这些谱线主要源于 Fe II 跃迁。主要的化学特殊性表现为 Xe 的极端过丰，其次是 Hg、P、Y、Mn、Fe、Be 和 Ti。欠丰最严重的元素是 Si，其次是 C、N、Al、S、Mg、V、Sr、Co、Cl、Sc 和 Ni。硅的欠丰度 [-2.9] 是在任何 HgMn 星中观测到的最低 Si 值。观测到的 He I 谱线无法用单一的 He 丰度值重现，而是需要 ranging from [-0.8] 到 [-1.6] 的数值。此外，当拟合观测与计算的 He I 线翼时，观测到的线芯比计算的要弱得多。从目前的分析中，我们推断 He、Mn 以及可能的 P 存在垂直丰度分层。