Письма в Астрономический журнал. Астрономия и космическая астрофизика, 2024, № 6

Российская академия наук
ПИСЬМА
В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ 
ЖУРНАЛ
Астрономия и космическая астрофизика
Том 50      № 6      2024      Июнь
Основан в январе 1975 г.
Выходит 12 раз в год 
ISSN 0320-0108
Журнал издается под руководством 
Отделения физических наук РАН
Главный редактор
Р.А. Сюняев
Редакционная коллегия
И.Ф. Бикмаев, Д.С. Горбунов,
С.А. Гребенев (ответственный секретарь), 
А.В. Иванчик, В.В. Кочаровский, К.А. Постнов,
С.Ю. Сазонов,  А.А. Токовинин, Н.Н. Чугай, 
Е.М. Чуразов, Л.Р. Юнгельсон
Редакционный совет
А.А. Вихлинин, В.С. Птускин
Зав. редакцией М.Л. Скоробогатова
Адрес редакции: 117342 Москва, ул. Бутлерова, д. 17Б, а/я 47 
тел. +7 (495) 330-69-21; E-mail: pazh@pleiadesonline.com; pazh@pran.ru; 
WWW адрес: <http://hea.iki.rssi.ru/pazh>
Москва
ФГБУ «Издательство «Наука»
© Российская академия наук, 2024
© Редколлегия журнала “Письма
     в Астрономический журнал» (составитель), 2024

СОДЕРЖАНИЕ
Том 50, номер 6, 2024
Ревизия содержания кальция и скандия у Аm звезд на основе не-ЛТР расчетов и сравнение с диффузионными моделями звездной эволюции
Л. И. Машонкина, Ю. А. Фадеев
379
Не-ЛТР содержание азота у Солнца и избранных звезд спектральных классов А-F
Л. И. Машонкина, Т. А. Рябчикова
395
SRGe J194401.8+284452 – рентгеновская катаклизмическая переменная в поле гаммаисточника 4FGL J1943.9+2841
А. И. Колбин, А. В. Карпова, М. В. Сусликов, И, Ф. Бикмаев, М. Р. Гильфанов, И. М. Хамитов,
Ю. А. Шибанов, Д. А. Зюзин, Г. М. Бескин, В. Л. Плохотниченко, А. Г. Гутаев, С. В. Карпов,
Н. В. Ляпсина, П. С. Медведев, Р. А. Сюняев, А. Ю. Кириченко, М. А. Горбачев, Э. Н. Иртуганов, Р. И. Гумеров, Н. А. Сахибуллин, Е. С. Шабловинская, Е. А. Малыгин
412
Исследование термодинамики плазмы солнечного ветра в короне Солнца по зарядовому
состоянию тежелых ионов
Ф. Ф. Горяев, В. А. Слемзин
433
Происхождение “всплесков в поглощении” в декаметровом радиоизлучении Юпитера
В. Е. Шапошников
445

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2024, том 50, №6, с. 379–394
РЕВИЗИЯ СОДЕРЖАНИЯ КАЛЬЦИЯ И СКАНДИЯ У AM ЗВЕЗД
НА ОСНОВЕ НЕ-ЛТР РАСЧЕТОВ И СРАВНЕНИЕ
С ДИФФУЗИОННЫМИ МОДЕЛЯМИ ЗВЕЗДНОЙ ЭВОЛЮЦИИ
C 2024 г. Л. И. Машонкина1*, Ю. А. Фадеев1
1Институт астрономии РАН, Москва, Россия
Поступила в редакцию 27.04.2024 г.
После доработки 04.06.2024 г.; принята к публикации 06.06.2024 г.
Для 54 звезд спектрального типа А с усиленными линиями металлов (Am звезды) получена однородная система содержания кальция и скандия с учетом отклонений от локального термодинамического равновесия. Выявлена корреляция содержания Са и Sc с эффективной температурой (Teff), причем у звезд с поверхностным
ускорением силы тяжести lg g < 4 содержание Са и Sc растет с ростом Teffбыстрее, чем у звезд с lg g ⩾4. Не обнаружено какой-либо корреляции содержания Са и Sc с содержанием железа и скоростью вращения звезды.
Am звезды демонстрируют, в среднем, более высокое значение [Ca/H] по сравнению с [Sc/H] и [Ca/Sc] =
= 0.41 ± 0.30. Но для Teff> 9500 K есть намек на систематическую разницу между звездами с lg g ⩾4 и lg g < 4.
Избыток железа, в среднем, одинаковый в диапазоне 7200 K ⩽Teff⩽10030 K. Показано, что при учете атомной диффузии эволюционные расчеты по программе MESA для звездных масс 1.5–2.2 M⊙дают поверхностное содержание, которое согласуется с наблюдениями Ca и Fe у Am звезд в трех скоплениях с возрастом более 600 млн лет. Дополнительные механизмы сепарации химических элементов требуются для объяснения
феномена Am у молодых звезд в скоплении Плеяды. Протестированы диффузионные модели, имеющиеся
в литературе. Турбулентные модели Ришер и др. (2000) и Хуэй-Бон-Хоа и др. (2022) согласуются с наблюдениями Am звезд в скоплениях при больших значениях свободного параметра ω: 1000 для Ca и Fe, 500 для Sc.
Ни одна из диффузионных моделей, соответствующих массе и возрасту Am звезды Сириус, не воспроизводит
наблюдаемую у нее распространенность элементов от He до Ni. Полученные результаты важны для лучшего
понимания механизмов химической пекулярности Am звезд.
Ключевые слова: Am звезды: атмосферы, химический состав, звездная эволюция.
DOI: 10.31857/S0320010824060017, EDN: MYAZEF
1. ВВЕДЕНИЕ
положенных в таблице Менделеева за группой железа. У всех Ар звезд сильные магнитные поля, порядка 1–30 кГс (Престон, 1974). Немагнитные А-звезды
с сильными линиями элементов группы железа Fe и
слабыми линиями Ca и Sc отнесены к подгруппе Am
звезд (Конти, 1970). Звезды типа λ Boo имеют близкое
к солнечному содержание C, N, O, но дефицит Mg, Al,
Si, S, Mn, Fe, Ni (Башек, Слеттебак, 1988).
Звезды спектрального класса А имеют массы в
диапазоне от 1.7 до 3 солнечных масс (M⊙), время
жизни от 2.7 до 0.1 млрд лет, а значит, как и большая часть звезд тонкого диска Галактики, они должны были сформироваться из вещества с химическим
составом, близким к солнечному. Однако наблюдения демонстрируют сильную неоднородность класса
А-звезд по распространенности отдельных элементов
или групп элементов, а также большие отклонения от
солнечного химического состава у отдельных групп
А-звезд. Исторически, разделение на подгруппы нормальных А, Am, Ар и звезд типа λ Boo было сделано
из сравнения наблюдаемых спектров. У нормальных
А-звезд (superficially normal A stars в англоязычной литературе) изменение спектра по сравнению с солнечным обусловлено изменениями эффективной температуры (Teff) и поверхностного ускорения силы тяжести (lg g), а химический состав близок к солнечному.
По сравнению с нормальными звездами, Ар звезды с
близкими значениями Teffи lg g имеют намного более сильные линии Si, Cr и тяжелых элементов, расВероятнее всего, различия в химическом составе
касаются только поверхностных слоев. Пекулярный
химический состав атмосфер звезд типа λ Boo объясняют аккрецией межзвездного газа с низким содержанием тех элементов, которые вовлечены в формирование пыли (Венн, Ламберт, 1990). Для объяснения химической пекулярности Ар звезд Мишо (1970)
предложил механизм атомной диффузии — разделения химических элементов по радиусу под действием
конкурирующих сил тяжести и светового давления.
Магнитное поле Ар звезд препятствует развитию перемешивающих процессов. Уотсон
(1970) распространил эту идею на Am звезды. Am, как и Ар звезды имеют низкие скорости вращения, с экваториальной скоростью не выше 120 км/с (Яшек, Яшек, 1957;
*Электронный адрес: lima@inasan.ru
379

МАШОНКИНА, ФАДЕЕВ
для линий Ca I, Ca II и Sc II отклонения от ЛТР (неЛТР эффекты) сильно зависят от Teff, и в диапазоне от
7000 K до 10 000 K не-ЛТР поправки к содержанию меняются от небольших отрицательных до положительных на уровне 0.40 dex (Ca I 4226 A) и 0.48 dex (Sc II
4246 A). Рис. 1 показывает изменение [Ca/H] и [Sc/H]
при переходе от ЛТР к не-ЛТР определениям для выборки звезд, о которой далее будет идти речь. Очевидно, что учет отклонений от ЛТР изменяет зависимость
содержания от Teff. В литературе не-ЛТР содержание
определялось лишь для пяти Am звезд — HD 48915
(Сириус) и HD 72660 (Ca, Fe: Машонкина и др., 2020;
Sc: Машонкина, 2024), HD 180347 (Ca, Sc: Траст и др.,
2023), θ Vir и o Peg (Ca, Fe: Романовская и др., 2023).
Настоятельно необходима ревизия литературных данных о содержании Ca и Sc у Am звезд.
К настоящему времени опубликованы результаты
расчетов диффузионных моделей (Ришер и др., 2000;
Вик и др., 2010; Хуэй-Бон-Хоа и др., 2022), которые
могут быть использованы для сравнения с наблюдениями. Кампильо и др. (2022) провели вычисления
диффузионных моделей звезд главной последовательности с массой 1M⊙и 1.4M⊙с помощью трех различных программ расчета звездной эволюции. Первая из этих программ разрабатывалась в университетах Монпелье и Монреаля (Туркот и др., 1998), вторая — программа CESAM (Морель, Лебретон, 2008),
и третья — программа MESA (Пакстон и др., 2018).
Профили содержания атомов отдельных элементов с
глубиной, рассчитанные по этим программам, оказались достаточно близкими друг к другу, что свидетельствует о равной применимости упомянутых программ для вычисления диффузионных моделей звездной эволюции.
В настоящей работе ставятся следующие задачи.
• Создание системы однородных и точных данных
о содержании Ca, Sc и Fe у максимально большой выборки Am звезд, которая могла бы использоваться для тестирования моделей химической пекулярности Am звезд. Мы опираемся
на наблюдательные данные из литературы. Чтобы обеспечить их точность и однородность, содержание Ca и Sc будет вычислено с учетом отклонений от ЛТР
, содержание по индивидуальным спектральным линиям будет, по возможности, во всех первоисточниках приведено к единой системе lg gf, и содержание [X/H] рассчитано с использованием метеоритного содержания
из работы Лоддерс (2021).
• Поиск возможных корреляций между химическими и физическими параметрами звезд:
[Ca/H], [Sc/H], [Fe/H], Teff, lg g, V sin i, возраст.
Абт, Мойд, 1973; Абт, Моррель, 1995), и перемешивание в их поверхностных слоях не столь эффективно, как у нормальных, быстро вращающихся А-звезд
с развитой меридиональной циркуляцией. Несмотря
на многолетнюю историю исследований химическипекулярных А-звезд, до сих пор не удается удовлетворительно объяснить все разнообразие наблюдаемых
особенностей в распространенности химических элементов в их атмосферах. Это касается не только звезд
типа λ Boo, аккрецирующих межзвездный газ, и Ар
звезд с их магнитными полями, но и более “простых”
Am звезд.
Именно Am звездам посвящена наша работа, и в
центре внимания находится содержание Fe, Ca и Sc в
этих звездах. Согласно Конти (1970), содержание Fe,
Ca и Sc играет ключевую роль при классификации
звезды как Am. Вероятно, именно с этими элементами связано понимание механизмов химической пекулярности Am звезд. Мы не рассматриваем тяжелые
элементы, расположенные в таблице Менделеева за
группой Fe, так как избытки таких элементов относительно солнечного содержания характерны не только
для Am, но и для нормальных А-звезд, хотя меньшей
величины, как показано в работе Машонкина и др.
(2020). У проблемы Am звезд две стороны. Во-первых,
это наблюдательные данные, их точность и полнота
представления звезд с разными физическими характеристиками, такими как Teff, масса, скорость вращения V sin i, возраст, двойственность. Во-вторых, теоретические предсказания изменения содержания химических элементов в атмосферах Am звезд на основе
эволюционных расчетов с учетом атомной диффузии.
Полученные таким образом модели звезд в литературе
называют диффузионными.
Ренсон, Манфройд (2009) опубликовали каталог,
который включает 4299 звезд, идентифицированных
или заподозренных как Am или Fm по критериям
Конти (1970). Для 129 звезд Газарян и др. (2018) собрали в литературе данные о параметрах атмосфер и
содержании химических элементов, полученные по
спектрам высокого разрешения. Каталог Газарян и др.
(2018) стал основой нашей работы, но мы не касаемся Fm звезд, поскольку из-за наличия поверхностной конвективной зоны их химическая пекулярность
может быть вызвана другими механизмами по сравнению с Am звездами. Данные о содержании химических элементов [X/H]1, собранные Газарян и др.
(2018), не могут напрямую сравниваться с диффузионными моделями, так как получены с использованием разных сил осцилляторов (lg gf) для одних и тех
же спектральных линий, разного солнечного содержания, а также все основаны на предположении о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР). Ситнова и др. (2018) и Машонкина (2024) показали, что
• Построение диффузионных моделей для Ca и Fe с
использованием программы MESA. Анализ механизмов возникновения химической пекулярно1Для любых двух элементов X и Y: [X/Y] = lg(NX/NY)star−
−lg(NX/NY)Sun.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 50
№6
2024

РЕВИЗИЯ СОДЕРЖАНИЯ КАЛЬЦИЯ И СКАНДИЯ У AM ЗВЕЗД
381




±
±
>6F+@
>&D+@
±
±
±
±
1/7(
/7(












7
HII .
7
HII .
Рис. 1. Не-ЛТР (заполненные символы) и ЛТР (незаполненные символы) содержание [Ca/H] и [Sc/H] в атмосферах Am
звезд в зависимости от Teff.
сти Am звезд на основе сравнения наблюдений и
теории.
трах которых нельзя было выделить вклад отдельных
компонентов. И, наконец, шесть звезд были исключены из-за больших ошибок определения содержания
Са или/и Sc — от 0.3 до 0.57 dex. Таким образом, остались 55 звезд.
К ним были добавлены шесть Am звезд, отсутствующие в каталоге Газарян и др. (2018): HD 94334
(Калискан, Адельман, 1997), HD 154029 (Адельман,
1999), HD 187959 и HD 202431 (Катанзаро и др. 2022),
HD 114330 (Романовская и др., 2023) и HD 180347
(Траст и др., 2023). В итоге наша выборка включает
61 звезду. Они перечислены в табл. 1 и 2.
Статья построена следующим образом. В разделе 2
формируется выборка Am звезд на основе анализа литературных данных, определяется однородная система ЛТР содержания и вычисляется не-ЛТР содержание Ca и Sc для звезд выборки. Полученные данные
анализируются в разделе 3. В разделе 4 проводится
сравнение наблюдений как с опубликованными диффузионными моделями, так и с результатами расчетов, проведенных нами с помощью программы MESA.
И далее формулируются выводы.
2.2. Физические параметры звезд
2. НЕ-ЛТР СОДЕРЖАНИЕ КАЛЬЦИЯ И
СКАНДИЯ У AM ЗВЕЗД
2.1. Выборка звезд
Для каждой звезды мы используем ее Teff, lg g и
[Fe/H] из первоисточника, указанного в табл. 1 или 2.
Для нескольких звезд мы сравнили Teffи lg g, полученные разными авторами, и убедились в их согласии в пределах ошибки определения. Например,
для HD 95608 Адельман и др. (1999) определили
Teff= 9250 K, lg g = 4.25, а Халак и Леблан (2015) —
Teff= 9200 K, lg g = 4.26. Для HD 214994 Романовская
и др. (2023) дают Teff= 9600 K, lg g = 3.81, а Адельман и
др. (2015) — Teff= 9535 K, lg g = 3.73. Величина [Fe/H]
всюду пересчитана с использованием lg εmet,Fe = 7.45
(Лоддерс, 2021). Здесь и далее используется шкала содержания, в которой lg ε(H) = 12. Значения V sin i заимствованы из каталога Газарян и др. (2018), а при их
отсутствии из каталога Ройер и др. (2007) или первоисточников, указанных в табл. 1.
В разделе 4 диффузионные модели сравниваются
с наблюдениями Am звезд в четырех рассеянных скоплениях. Возраст и металличность скоплений взяты из
каталога Нетопил и др. (2022).
2.3. Определение содержания кальция и скандия
Каталог Г
азарян и др. (2018) содержит не только параметры атмосфер и содержание большого набора химических элементов, но и ссылки на первоисточники данных. В результате анализа первоисточников, из 129 звезд, отмеченных в каталоге как
AmFm или неопределенной классификации, были
исключены 55 звезд, для которых не определялось
содержание Sc, одна звезда без содержания Са, одна Fm-звезда, одна звезда с высокой скоростью вращения V sin i = 102 км/с, которая ставит под сомнение классификацию звезды как Am, звезда Вега типа λ Boo, три звезды типа δ Sct, поскольку пульсации
в этих звездах могут оказывать влияние на механизмы химической пекулярности по сравнению с классическими Am звездами. Были исключены три звезды,
для которых содержание Са и Sc определялось в первоисточниках с использованием дифференциального
подхода для каждой спектральной линии относительно солнечной, и поэтому невозможно восстановить
абсолютное содержание Са и Sc в звездах. Были исключены три спектрально-двойных системы, в спекДля получения однородной системы данных по содержанию Ca и Sc в Am звездах необходимо привести
данные из разных первоисточников к общей системе
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 50
№6
2024

МАШОНКИНА, ФАДЕЕВ
Таблица 1. Am звезды: ЛТР и не-ЛТР содержание Ca и Sc
HD
Teff
lg g
[Fe/
lg ε(Ca)
[Ca/
lg ε(Sc)
[Sc/
[Ca/
V sin i
Ref
(K)
H]
ЛТР
не-ЛТР
H]
ЛТР
не-ЛТР
H]
Sc]
(км/с)
22128A
7560
4.00
0.48
5.72
5.71(0.19)
–0.56
2.13
2.17(0.29)
–0.87
0.31
19.
1
48915
9850
4.30
0.53
5.88
6.09(0.05)
–0.18
1.88
2.24(0.03)
–0.80
0.62
16.
2
56495A
7800
4.00
0.43
5.70
5.70(0.29)
–0.57
2.01
2.05(0.40)
–0.99
0.42
36.
1
72660
9700
4.10
0.65
6.58
6.62(0.09)
0.35
2.65
2.86(0.04)
–0.18
0.53
6.
2
89822B
8900
4.20
0.04
5.52
5.52(0.21)
–0.75
1.91
2.01(0.18)
–1.03
0.28
18.
3
94334
10030
3.88
0.26
6.36
6.66(0.14)
0.39
3.08
3.54(0.07)
0.50
–0.11
47.
4
95418
9600
3.80
0.29
6.39
6.54(0.10)
0.27
2.86
3.20(0.00)
0.16
0.11
46.
5
95608
9250
4.25
0.48
5.89
5.96(0.14)
–0.31
1.30
1.401
–1.64
1.33
21.
6,7
114330
9600
3.61
0.38
6.50
6.68(0.10)
0.41
3.17
3.53(0.05)
0.49
–0.09
18.
8
154029
9325
3.65
0.44
6.77
6.84(0.16)
0.57
3.20
3.46(0.10)
0.42
0.16
29.
9
173648
8155
3.90
0.38
5.98
5.97(0.13)
–0.31
2.28
2.29(0.01)
–0.75
0.45
47.
6
176843
7200
3.60
0.21
5.81
5.71(0.17)
–0.56
2.41
2.46(0.08)
–0.58
0.02
28.
13
180239
8100
4.00
0.36
5.91
5.88(0.18)
–0.39
1.72
1.76(0.13)
–1.28
0.89
42.
13
180347
7740
3.98
0.22
5.43
5.40(0.24)
–0.87
1.62
1.64(0.11)
–1.40
0.53
14.
10
182564
9125
3.80
0.41
6.35
6.41(0.16)
0.15
2.78
2.91(0.09)
–0.13
0.28
25.
11
187254
8400
3.80
0.58
6.13
6.15(0.08)
–0.12
2.89
2.92(0.05)
–0.12
–0.00
14.
13
187959
8000
4.50
0.53
6.33
6.29(0.16)
0.02
3.05
3.04(0.13)
–0.00
0.02
43.
14
188911
7800
3.90
0.19
5.67
5.61(0.25)
–0.66
2.04
2.08(0.14)
–0.96
0.30
10.
13
190165
7300
3.80
0.50
6.14
6.04(0.19)
–0.23
2.15
2.20(0.35)
–0.84
0.61
61.
13
202431
7500
4.00
0.65
5.79
5.74(0.22)
–0.53
2.12
2.16(0.16)
–0.88
0.35
9.
14
209625
7700
3.65
0.16
5.90
5.87(0.25)
–0.40
2.03
2.07(0.20)
–0.97
0.57
36.
12
214994
9600
3.81
0.34
6.41
6.53(0.14)
0.25
2.94
3.24(0.13)
0.20
0.05
14.
8
225365
8800
3.80
0.26
6.21
6.27(0.12)
0.00
2.40
2.49(0.15)
–0.55
0.55
40.
13
225410
7900
3.70
0.41
5.95
5.92(0.04)
–0.35
2.55
2.59(0.10)
–0.45
0.10
27.
13
225463
8300
3.80
0.12
5.87
5.87(0.16)
–0.40
2.00
2.04(0.09)
–1.00
0.60
13.
13
3134 16032
8300
3.90
0.30
5.74
5.74(0.16)
–0.53
2.22
2.26(0.32)
–0.78
0.25
36.
13
3143 11922
8000
3.80
0.15
5.88
5.85(0.18)
–0.42
2.01
2.05(0.20)
–0.99
0.57
15.
13
3143 19422
7800
3.90
0.06
5.83
5.77(0.29)
–0.50
2.22
2.26(0.17)
–0.78
0.28
8.
13
St1612
8400
4.10
0.44
6.14
6.12(0.05)
–0.15
2.44
2.45(0.00)
–0.59
0.44
68.
15
Скопление Плеяды4, [Fe/H] = 0.00, возраст 110 млн лет
22615
8410
3.83
0.20
6.73
6.71(0.10)
0.44
2.76
2.81(0.10)
–0.23
0.67
30.
19
23325
7640
4.23
0.39
6.22
6.20(0.30)
–0.07
2.76
2.75(0.22)
–0.29
0.22
70.
19
23631
9610
4.34
0.31
6.17
6.23(0.05)
–0.04
2.23
2.49(0.05)
–0.55
0.51
10.
19
23924
8180
4.30
0.37
6.59
6.57(0.15)
0.30
3.20
3.20(0.00)
0.16
0.14
33.
20
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 50
№6
2024

РЕВИЗИЯ СОДЕРЖАНИЯ КАЛЬЦИЯ И СКАНДИЯ У AM ЗВЕЗД
383
Таблица 1. Окончание
HD
Teff
lg g
[Fe/
lg ε(Ca)
[Ca/
lg ε(Sc)
[Sc/
[Ca/
V sin i
Ref
(K)
H]
ЛТР
не-ЛТР
H]
ЛТР
не-ЛТР
H]
Sc]
(км/с)
Скопление NGC 6405
–32 131093
9400
4.20
0.43
6.30
6.35(0.09)
0.08
2.82
2.97(0.08)
–0.07
0.15
5.
16
318091
8700
4.00
0.08
5.77
5.76(0.09)
–0.51
2.63
2.69(0.08)
–0.35
–0.16
62.
16
Скопление в созвездии Волосы Вероники(Coma4), [Fe/H] = –0.01, возраст 710 млн лет
107168
8283
4.20
0.44
6.59
6.57(0.16)
0.30
2.97
2.97(0.10)
–0.07
0.37
14.
17
108486
8148
4.11
0.25
6.14
6.12(0.15)
–0.15
2.65
2.68(0.31)
–0.36
0.21
37.
17
108642
8079
4.06
0.21
6.03
6.01(0.18)
–0.26
1.98
2.03(0.20)
–1.01
0.75
9.
17
108651
8090
4.24
0.71
6.06
6.03(0.15)
–0.24
2.49
2.52(0.00)
–0.52
0.28
21.
18
Скопление Г
иады4, [Fe/H] = 0.12, возраст 800 млн лет
27628
7310
4.12
0.12
6.00
5.97(0.00)
–0.30
2.06
2.10(0.00)
–0.94
0.64
31.
21
27749
7570
4.30
0.61
5.53
5.47(0.21)
–0.80
1.99
2.03(0.00)
–1.01
0.21
16.
20
27962
9025
3.95
0.37
6.38
6.41(0.00)
0.14
2.25
2.37(0.00)
–0.67
0.81
11.
21
28226
7465
4.09
0.36
6.47
6.44(0.00)
0.17
2.53
2.55(0.00)
–0.49
0.66
83.
21
28355
7965
3.97
0.40
6.36
6.34(0.00)
0.07
2.10
2.14(0.00)
–0.90
0.97
90.
21
28546
7765
4.20
0.16
6.55
6.53(0.00)
0.26
2.59
2.61(0.00)
–0.43
0.69
28.
21
30210
8080
3.92
0.56
6.09
6.07(0.00)
–0.20
2.22
2.27(0.00)
–0.77
0.57
57.
21
33204
7670
4.00
0.24
5.99
5.99(0.10)
–0.28
2.44
2.47(0.00)
–0.57
0.29
36.
22
33254
7830
4.13
0.50
5.78
5.74(0.16)
–0.53
1.60
1.64(0.00)
–1.40
0.87
13.
20
Скопление Ясли4, [Fe/H] = 0.16, возраст 630 млн лет
73045
7570
4.05
0.56
5.80
5.80(0.27)
–0.47
2.18
2.22(0.10)
–0.82
0.35
10.
18
73174
8350
4.15
0.71
6.34
6.35(0.08)
0.08
2.58
2.61(0.08)
–0.43
0.51
5.
23
73618
8170
4.00
0.46
6.30
6.30(0.07)
0.03
2.51
2.54(0.27)
–0.50
0.53
47.
23
73709
8070
3.78
0.54
5.86
5.87(0.06)
–0.40
2.23
2.28(0.01)
–0.76
0.36
10.
23
73711
8020
3.69
0.15
6.09
6.10(0.08)
–0.17
1.96
2.01(0.01)
–1.03
0.86
62.
23
73730
8070
3.97
0.45
5.68
5.68(0.03)
–0.59
2.31
2.34(0.03)
–0.70
0.11
29.
23
Примечание. Ссылки на источники параметров атмосфер и наблюдательные данные:
1 — Фолсом и др. (2013), 2 — Машонкина и др. (2020), 3 — Адельман (1994), 4 — Калискан, Адельман (1997), 5 — Адельман
и др. (2011), 6 — Адельман и др. (1999), 7 — эта работа, 8 — Романовская и др. (2023), 9 — Адельман (1999), 10 — Траст и
др. (2023), 11 — Адельман (1996), 12 — Адельман и др. (1997), 13 — Нимчура и др. (2015), 14 — Катанзаро и др. (2022), 15—
Нетопил и др. (2014), 16 — Киликоглу и др. (2016), 17 — Г
ебран и др. (2008), 18 — Хуэй-Бон-Хоа и др. (1997), 19 — Г
ебран,
Монье (2008), 20 — Хуэй-Бон-Хоа и Алесьян (1998), 21 — Г
ебран и др. (2010), 22 — Варенне, Монье (1999), 23 — Фоссати и
др. (2007).
1 верхний предел.
2 TYC.
3 CD.
4 металличность и возраст скопления согласно Нетопил и др. (2022). Числа в скобках — среднеквадратичные ошибки σ.
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 50
№6
2024

МАШОНКИНА, ФАДЕЕВ
В работах Гебран и др. (2008а,б; 2010) и Ройер
и др. (2014) (все вместе далее Гебран+) используется один и тот же список линий. Мы предполагаем,
что lg lg gf = −0.135, указанный в статье Гебран и др.
(2008, табл. 8) для Ca II 3933 A, — это опечатка, и
должно быть lg gf = 0.135. В таком случае, для всех
линий Ca II разница в lg gf между Гебран+ и нами
не превышает 0.01 dex. Для линий Sc II величины
lg gf(Гебран+) систематически больше, чем наши, на
0.01–0.03 dex. Гебран+ опубликовали для звезд среднее ЛТР содержание Са и Sc. Для кальция мы не вводим поправку за счет разницы в gf, а для скандия
его ЛТР содержание уменьшено на 0.02 dex для каждой из 14 звезд. Не-ЛТР поправки были рассчитаны
для индивидуальных линий Ca II и Sc II. У каждой
из звезд поправки для разных линий Ca II различаются не более, чем на 0.02 dex. То же самое справедливо для линий Sc II, за исключением Sc II 4246 A, для
которой ΔNLTE больше по абсолютной величине, на
0.04–0.07 dex для разных звезд. Максимальные расхождения в не-ЛТР поправках между Sc II 4246 A и
остальными линиями Sc II получаются в тех случаях,
когда теоретическая эквивалентная ширина (EW) линии Sc II 4246 A превышает 120 мA. Для вычисления
не-ЛТР содержания и Са, и Sc мы использовали средние значения ΔNLTE. При этом линия Sc II 4246 A исключалась, если EW > 120 мA.
Фоссати и др. (2007) и Нетопил и др. (2014) не приводят список линий, но отмечают, что атомные параметры линий взяты из VALD. Это значит, что, как
и в работах Гебран+, для линий Sc II приняты lg gf
из статьи Лоулер, Дакин (1989). Содержание Са не
требует поправки за счет разницы в gf, а содержание Sc было уменьшено на 0.02 dex для каждой из
семи звезд. Нимчура и др. (2015) и Катанзаро и др.
(2022) использовали список линий из работы Кастелли, Хубриг (2004) с атомными параметрами линий,
рассчитанными Р
. Куруцем2. Списки линий на сайте Р
. Куруца были обновлены 13 апреля 2013 года, и
сейчас невозможно установить разницу между принятой нами системой gf и величинами из работы Кастелли, Хубриг (2004). Поэтому для 13 звезд из этих
двух статей опубликованное ЛТР содержание используется без каких-либо поправок. Фолсом и др. (2010,
2013) исследуют три Am звезды, являющиеся компонентами спектрально-двойных систем SB2. Содержание химических элементов определяется методом
синтетического спектра в избранных участках. Атомные параметры линий — из VALD. Поэтому мы вводим поправку −0.02 dex в ЛТР содержание Sc за счет
разницы в gf-величинах между Лоулер и др. (2019) и
Лоулер, Дакин (1989).
Для звезд из работ Фоссати и др. (2007), Нетопил и
др. (2014), Нимчура и др. (2015), Катанзаро и др. (2022)
и Фолсом и др. (2010, 2013) не-ЛТР содержание Са и
сил осцилляторов и общим значениям солнечного содержания Ca и Sc — lg εmet,Ca = 6.27 и lg εmet,Sc = 3.04
(Лоддерс, 2021). В качестве источника lg gf мы выбираем базу атомных параметров линий VALD (Vienna
Atomic Line Database, Рябчикова и др., 2015; Пахомов
и др., 2019). Энергетические уровни скандия имеют
сверхтонкое расщепление (HyperFine Splitting, HFS).
Для линий Sc II VALD предоставляет данные о компонентах сверхтонкой структуры, рассчитанные с использованием lg gf из лабораторных измерений Лоулер и др. (2019).
Не-ЛТР содержание Са в пяти звездах нашей выборки было опубликовано в статьях (Машонкина и
др., 2020; Романовская и др., 2023; Траст и др., 2023).
У трех из них есть также не-ЛТР содержание Sc (Траст
и др., 2023; Машонкина, 2024). Во всех этих работах
атомные параметры линий взяты из VALD.
Для остальных звезд не-ЛТР содержание вычисляется в данной работе путем суммирования ЛТР содержания и не-ЛТР поправки ΔNLTE = lg εNLTE −lg εLTE.
Для линий Ca I и Ca II мы используем поправки, рассчитанные Ситнова и др. (2018) в широком диапазоне
звездных параметров, и для линий — Sc II не-ЛТР поправки из работы Машонкиной (2024). Для конкретной звезды и индивидуальной линии поправка ΔNLTE
получается путем интерполяции в сетке поправок по
заданным Teff, lg g и [Sc/H] (только для Sc).
В статьях Адельмана и его соавторов (всего восемь
статей, далее Адельман+), Варенне и Монье (1999),
Киликоглу и др. (2016), Хуэй-Бон-Хоа и др. (2 статьи, далее Хуэй-Бон-Хоа+) приводятся списки использованных линий и gf-величины. Хуэй-Бон-Хоа+
не указывают lg gf, но поскольку их статьи опубликованы примерно в то же время, что и статьи Адельман+, мы предположили, что они использовали одни
и те же gf. Для 18 звезд из этих статей ЛТР содержание
по индивидуальным линиям приведено к современной системе gf-величин VALD. Сверхтонкая структура линий Sc II учитывалась только в работе Киликоглу и др. (2016). Игнорирование эффекта HFS ведет
к ослаблению рассчитанных линий Sc II и увеличению получаемого содержания. Поэтому неучет HFS
в подавляющем большинстве работ по определению
содержания Sc не может быть причиной того дефицита, который обнаружен у Am звезд. Наоборот, содержание было переоценено, но на малую величину
для исследуемых звезд: на 0.04, 0.03, 0.02 и 0.01 dex
при Teff= 7000, 8000, 9000 и 10 000 К, соответственно, для самой сильной из наблюдаемых линий — Sc II
4246 A. Эти цифры соответствуют солнечному содержанию скандия. Для Sc II 5526 A ошибка в содержании составляет 0.01 dex при Teff= 7000 К и становится
меньше 0.01 dex при более высоких температурах. Поскольку содержание Sc у Am звезд меньше солнечного, то влияние эффекта HFS на его определение еще
меньше, и мы не вводили поправки в опубликованные
результаты.
2http://kurucz.harvard.edu/linelists/
ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ
том 50
№6
2024