利用 B 型星中 Si II 和 Si III 确定的丰度：层化证据
太阳与恒星天体物理
2015-06-12 v1
摘要
越来越清楚的是，在中晚型 B 型星中，利用 Si II 和 Si III 谱线确定的 Si 丰度会导致截然不一致的结果。在某些情况下，从这两种电离态导出的 Si 丰度差异可超过 1 dex。我们开展了一项研究，旨在阐明哪些类型的 B 型星表现出这种差异，试图识别该现象中的规律，并通过将模型与观测光谱进行比较来探索可能的解释，例如丰度层化。我们使用了来自 ESPaDOnS 光谱偏振仪和 FEROS 光谱仪的光谱，并辅以 ESO 和 ELODIE 档案库的光谱，样本涵盖了有效温度范围约为 10500 至 15000 K 的磁性 Bp 星、HgMn 星和正常 B 型星。利用这些光谱，我们使用能够考虑磁场影响的 ZEEMAN 光谱合成程序推导了丰度。对于每颗恒星，都推导出了 Si II、Si III、Ti、Cr 和 Fe 的精确丰度。我们样本中的所有磁性 Bp 星在硅的第一和第二电离态的推导丰度之间均表现出不一致，后者比前者高 0.6 至 1.7 dex。在非磁性星中也观察到了相同的行为，但程度要小得多：与 Si II 相比，Si III 增强了 0.3 至 0.8 dex。我们在三颗星中未检测到这种差异，即 HD 22136（正常星）、HD 57608（HgMn 星）和 HD 27295（HgMn 星）；这些是我们样本中仅有的微湍流参数显著不为零的恒星，因此它们的大气中可能存在对流。我们发现 B 型星大气中硅的垂直层化可能为这一现象提供解释，但我们的详细层化模型并未完全解释这些差异，其中部分原因可能是非 LTE 效应。
引用
@article{arxiv.1301.3050,
title = {Abundances determined using Si II and Si III in B-type stars: evidence for stratification},
author = {Jeffrey D. Bailey and John D. Landstreet},
journal= {arXiv preprint arXiv:1301.3050},
year = {2015}
}
备注
9 pages, 2 figures, accepted for publication in A&A