测量 NGC 2808 巨星中的氦丰度差异

在若干没有金属丰度弥散的球状星团（GC）中已探测到多重星族。它们颜色-星等图（CMD）的异常特征可用属于不同子星族的恒星之间氦含量的差异来解释。氦丰度的差异此前从未被直接观测到。我们尝试通过直接比较 NGC 2808 中两颗参数非常相似但 Na 和 O 丰度不同、因而被认为属于不同子星族的巨星的 He I 10830 Å 谱线，来测量这些差异。He 10830 Å 谱线形成于上色球层。我们的详细模型利用 Ca II 和 Hα 线推导出色球层结构，并模拟了相应的 He I 10830 谱线轮廓。我们表明，在给定的 He 丰度值下，若没有相应的、大得多的 Ca II 线变化，He I 10830 的等值宽度不可能发生显著改变。我们使用 VLT-CRIRES 获得了 10830 Å 区域的高分辨率光谱，并使用 VLT-UVES 获得了目标星的 Ca II 和 Hα 线光谱。两颗目标星具有非常相似的 Ca II 和 Hα 线，但在 He 区域表现出不同的形态。在富 Na 星的光谱中探测到一条相对于 He 10830 静止波长蓝移 17 km s⁻¹ 的谱线，而贫 Na 星的光谱则与未探测到该线的情况一致。光谱中的差异与两颗星之间存在 ΔY ≥ 0.17 的 He 丰度差异最为吻合，也最能由此得到解释。我们提供了 NGC 2808 中属于不同子星族的巨星之间存在显著 He 谱线强度差异的直接证据，这种差异此前已通过其他测光和光谱手段探测到。