冷毕宿星团矮星的 Li I 与 K I 弥散

我们利用 17 颗冷毕宿星团矮星的高分辨率（R~60,000）、高信噪比（~100）光谱，来检验这个年轻星团中 6707 Li I 线强度令人困惑的星间弥散。我们挑选的毕宿星团矮星具有较小的投影旋转速度和适度的色球发射，它们在 6707 Li I 特征的线强度上表现出显著的弥散，而这种弥散在 7699 K I 共振线中是不存在的。Li I 的弥散与 7774 O I 高激发特征中的弥散不相关，并且尽管 O I 特征对温度更敏感，前者的弥散幅度仍大于后者。这些结果表明，由混合、颜色（或基于颜色的 T_eff）误差，或与上层色球相关的谱线形成效应导致的线强度测量系统误差，并不是我们恒星中 Li I 弥散的主要来源。确实存在解析黑子模型，可以在不引入 K I 线强度或颜色-星等图弥散的情况下产生观测到的 Li 弥散。然而，这些模型预测从 6104 Li I 附属特征和 6707 Li I 共振特征推导出的丰度差异大于 3 倍；我们发现从这两个特征确定的丰度没有差异。这些解析黑子模型还预测 CN 线强度显著大于我们在光谱中观测到的值。对 Li、K、CN 和测光数据最简单的解释是，毕宿星团的 Li 弥散必定存在真实的丰度成分。我们认为这个真实的丰度成分是早期主序前 Li 燃烧中残留差异的表现，这种差异是由表面活动对恒星结构的影响造成的。我们讨论了这些效应的观测预测。