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，卷:7(2)DOI: 10.37532/2320-6756.2019.7(2).179

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G光谱类恒星大气中的微湍流速度

*通信:

马Jafarov巴库国立大学天体物理系，Z Khalilov街23号，az1148，巴库，阿塞拜疆;电子邮件: (电子邮件保护)

摘要

本文研究了一些G谱类恒星大气中的微湍流现象大气模型。微湍流速度是根据实测值与理论计算的等效线宽FeII进行比较而确定的。在恒星大气中，微湍流速度与表面重力(g)有关:随着重力的增大，微湍流速度减小。在大气强烈的恒星中，微湍流速度较小。

关键字

星星;Microturbulence;基本参数;化学成分

介绍

众所周知，即使考虑到所有的膨胀机制，也不可能解释在恒星光谱中观测到的光谱线轮廓。因此，可以假定，除了原子的热运动之外，在恒星大气中也有非热运动，这被称为湍流运动。动荡被认为是天体物理学中延长谱线的机制之一。

经验发现，所观察到的谱线的多普勒宽度不能用原子的热运动来解释。

通过表达

它需要引入参数的paremeter表示为微湍流参数

让我们注意到，没有关于微湍流的广义物理理论。研究这颗恒星大气中的微湍流有两个重要原因:第一，确定其化学成分;第二，了解这一事件的性质。

微湍流速度的测定

微湍流速度是在恒星大气中使用大气模型g光谱等级HR8304 (G8II)、HR8179 (G5II)、HR8778 (G8IV)的恒星。

这些恒星的观测资料是在美国国家航空航天局沙马基天体物理天文台的2米望远镜上获得的。

微湍流速度的测定模型方法是基于研究在宽范围内的中性原子或离子的任何元素的谱线的等效宽度。等效宽度通过给微湍流速度和不同的值来计算所考虑元素的谱线，并将其与观测测量的等效宽度进行比较。元素的丰度是计算微湍流速度的不同值在每条光谱线中，元素ε的丰度不依赖于等效宽度它的光谱线。是确定大气与图相对应的被研究星的。

在被研究的恒星光谱中，大多数谱线是然后行。然而，LTT极值对中性铁线的影响是显著的。如果计算是在LTT中进行的，则确定的丰度线比拒绝LTT时的丰度少[1］．不像线没有影响的LTT极端到行。因此，在大气恒星的微湍流速度铁的丰度是由行。在确定微湍流速度时，只使用弱线。这些线形成于大气层的深层，这些层是平行的，呈LTT形式。

恒星的基本参数——有效温度地表重力是根据一些光谱和光度量的观测值和理论值的比较而确定的[2，3.］．得到的值如所示表1。

表1。恒星的参数。

知道了恒星的有效温度和表面重力，就可以计算出它们的模型。

铁的丰度是通过给出不同的微湍流速度值来计算的大气这些模型上的每颗星。铁的丰度是根据实测值与理论计算的线的等效宽度的比较来确定的。利用DASA程序计算了光谱线的理论等效宽度。光谱线的原子数据取自数据库VALD 2 [4］

确定的丰度的不同等效宽度的依赖性图都显示在图1在被研究的恒星大气中。

从图1两者之间没有关联和当

微湍流的值= 1.1 km/s大气是由[5］．

表1显示所研究的参数对于被研究的恒星。

微湍流速度的依赖图地表重力在恒星表面(图2)已绘制。

主要结果

1.微湍流速度是用大气模型方法:

对于HR8304 (G8II)星，= 3.2 km/s

对于HR8179 (G5III)恒星，= 2.0 km/s

对于HR8778 (G8IV)恒星，= 108 km / s

2.已经发现微湍流速度()取决于恒星大气中的表面重力(g):随着“g”的增大而减小。在有强烈大气层的恒星中，微湍流速度较小

参考文献

1. Boyarchuk AA, Lyubimkov LS, Sakhibullin NA。F超巨星大气中偏离局部热力学平衡的影响。I. Fe原子的过电离。天体物理学。1985;22:203-14。
2. Samedov咱。调查大气HR382 (φCas, F0Ia)星。国际发展研究，2018;8:21398-400。
3. Samedov ZA, Khalilov AM。大气44Cyg (F5 Iab)恒星:基本参数，化学成分，ANAS物理技术数学报告。物理学报，2018;5:23-8。
4. 李建军，李建军，李建军，等。VALD2:维也纳原子线数据库的进展。天文天文学。1999;138:119-33。
5. Kuli-Zade DM, Samedov ZA, Aliyeva ZF，等。用模型方法测定太阳元素丰度，巴库大学学报，2015;4:181-87。