进化 A- 与 B 型星中硼的丰度

A- 和 B 型星中的硼丰度可能是追踪这些热星演化效应的有效方式。轻元素——Li、Be 和 B——是 H 燃烧 CN 循环作用温度范围之外的温度暴露的示踪剂。因此，对表层星层的任何暴露都会影响这些轻元素丰度。Li 和 Be 在冷星中的演化过程调查中被用于此作用，但在较热的星中不可观测。然而，通过 B II 1362=C5 共振线的 B 调查是可能的。我们从 IUE 数据库中收集了近 10 太阳质量的 A- 和 B 型星的高分辨率光谱，这些星的氮丰度已被确定（由 Gies & Lambert, 1992, 和 Venn 1995）。B II 1362=C5 线在本计划的温度范围内是重叠的，需要光谱合成来恢复硼丰度。对于没有任何星都无法使用 meteoritic/solar 硼丰度 log(B) =3D 2.88（Anders & Grevesse 1989）来合成 1362=C5 区域；需要较低的硼丰度，这可能反映演化效应（例如质量损失或在主序星附近的混合），或星形成区域的初始组成，或分析中的系统误差（例如非 LTE 效应）。无论初始硼丰度如何，尽管可能存在非 LTE 效应，但显然硼在某些星中严重被耗尽。氮和硼丰度可能呈反相关，这正如从 H 燃烧和外层星层之间的混合所预期的那样。如果我们怀疑 A 型超新星中残余硼， 我们可能排除一种在表面和深层之间持续混合发生的情形。