Параметры моделей атмосфер

В атлас включены объекты, химический состав атмосфер которых ранее уже исследовался. В табл.2 для сравнения приведены параметры моделей атмосфер, определенные другими авторами.

Определение параметров моделей атмосфер проводилось следующим образом. Эффективная температура $T_{eff}$ определялась по фотометрическим индексам Стремгрена (b$-$y и c$_1$), взятым из работы Хоука и Мермийe (1998), и металличности [Fe/H] с использованием калибровок, полученных методом инфракрасных потоков (Алонсо и др., 1996). Значения металличностей звезд, необходимые для первой итерации расчета $T_{eff}$, первоначально были взяты из литературы, однако при следующих итерациях использовались спектроскопические значения, полученные нами по содержанию железа. При этом мы учитывали от 100 до 230 линий нейтрального железа для каждой звезды в зависимости от металличности. Ошибка определения $T_{eff}$ составляет около 100 K. Помимо этого, для проверки полученных значений эффективной температуры был использован метод, основанный на спектральном анализе линий нейтрального железа FeI -- условие независимости содержания от потенциала возбуждения нижнего уровня. Рис.2a иллюстрирует этот метод определения $T_{eff}$ для звезды G37-26 (приняты параметры $T_{eff}$ = 5900 K, $\lg{g}$ = 4.50, [Fe/H] = $-$2.04 dex).

Как правило, сила тяжести на поверхности определяется из условия ионизационного баланса -- содержания ядер железа, полученные по линиям нейтральных и однократно ионизованных атомов, должны совпадать. Однако этот метод может быть отягощен рядом ошибок, связанных со следующими неопределенностями: ошибки в используемой системе сил осцилляторов, эффекты отклонения от ЛТР для линий FeII, а также неточности структуры моделей атмосфер. Поэтому мы определяли величину силы тяжести исходя из следующих известных соотношений:

$$\lg{\frac{g}{g_{\odot}}} = \lg{\frac{\mathcal{M}}{\mathcal{M_... ...\frac{T_{eff}}{T_{eff_{\odot}}}}+ 0.4(M_{bol} - M_{bol,\odot})$$

и

$$M_{bol} = V + BC + 5\lg{\pi} + 5,$$

где $\mathcal{M}$ - масса звезды, $M_{bol}$ - абсолютная болометрическая величина, $V$ - видимая звездная величина, $BC$ - болометрическая поправка, и $\pi$ - параллакс.

Для расчетов использовались значения параллаксов, полученные в миссии Hipparcos (1997). Массы звезд были определены по сетке эволюционных треков Ванденберга и др. (2000), рассчитанных с шагом по металличности в $\sim$ 0.1 dex. Болометрические поправки рассчитывались по калибровочной формуле, приведенной в работе Балона (1994).

Микротурбулентная скорость $\rm\xi_t$ рассчитывалась исходя из условия независимости содержания, определяемого по отдельным линиям нейтрального железа, от эквивалентной ширины (см. рис.2б). При расчете содержаний использовалась программа WIDTH9, а также сетка моделей атмосфер Куруча (1992, 1993).