Определение параметров модели атмосферы и химического состава

Благодаря тому, что одновременно регистрируется широкий спектральный диапазон, мы могли воспользоваться для определения основных параметров модели ${\rm T_e}$ и lgg только спектральными критериями, свободными от влияния межзвездного и околозвездного покраснения. Эффективная температура определялась из условия независимости содержания нейтрального железа от потенциала возбуждения соответствующих линий, ускорение силы тяжести выбиралось из условия ионизационного баланса для атомов железа, величина микротурбулентной скорости - из условия независимости содержания железа от интенсивности линий.

При определении параметров модели атмосферы важно ограничиться использованием линий малой и умеренной интенсивности. Приближение стационарной плоскопараллельной атмосферы начинает "отказывать" с наиболее сильных спектральных деталей. Кроме того, часть сильных абсорбций может формироваться в околозвездной оболочке, и при недостаточном спектральном разрешении интенсивность оболочечных компонент включается в интенсивность атмосферных компонент. В то же время для формирования слабых линий, возникающих преимущественно при переходах на высоковозбужденные уровни, недостаточно количества вещества, сосредоточенного в холодной оболочке (Клочкова, Панчук, 1996). Поэтому использование перечисленных выше критериев по всей совокупности линий приводит к значительным ошибкам в определении параметров атмосферы (Клочкова, Панчук, 1998). Исследования молекулярных спектров, формирующихся в оболочках post-AGB звезд, показали, что состояние вещества в оболочке не описывается в рамках термодинамического равновесия с атмосферой звезды (Клочкова, Панчук, 1996, Бэккер и др., 1997). В данном исследовании при определении параметров модели атмосферы мы ограничились линиями с ${\rm W\,<0.25\,\AA}$ и при последующих расчетах содержаний химических элементов - с ${\rm W\,<0.3\,\AA}$, и лишь в случае бария мы были вынуждены привлечь линии его ионов с ${\rm W\,\le 0.7\,\AA}$, усиленные из-за существенного избытка этого металла в атмосфере исследуемого объекта.

Для определения основных параметров модели атмосфер звезд - эффективной температуры ${\rm T_e}$, ускорения силы тяжести lgg, и для расчетов химического состава использована сетка стандартных моделей Куруча (1993). Для основной массы линий силы осцилляторов lggf взяты из обширного списка Лака (1991), значения сил осцилляторов для линий углерода и серы заимствованы из работы Гиридхара и др. (1994).

Значение эффективной температуры определено из условия независимости содержания железа от потенциала возбуждения нижнего уровня использованных линий. Дополнительным критерием достоверности метода является отсутствие такой же зависимости, построенной для других химических элементов, также представленных в спектрах многочисленными линиями (например, CI, CaI, SiI, ScII, NiI). Кроме того, при надежном определении значения микротурбулентной скорости отсутствует зависимость индивидуальных содержаний от эквивалентных ширин, использованных для расчета линий. Содержания титана, определенные по линиям нейтральных атомов и линиям ионов, согласуются в пределах точности метода. Это свидетельствует в пользу правильной оценки ускорения силы тяжести в атмосфере из условия ионизационного равновесия для атомов железа. В целом же, внутренняя согласованность параметров говорит о пригодности используемых однородных моделей атмосфер для расчетов слабых линий в приближении ЛТР. Полученные нами параметры модели атмосферы IRAS23304 следующие: ${\rm T_e=5900\,K}$, ${\rm lg\,g = 0.0}$, ${\rm \xi_t=6.0}$км/с, ${\rm [Fe/H]=-0.65}$.

Типичная точность определения параметров модели в среднем для звезды с температурой около 6000К составляет ${\rm \Delta T_e \approx 200\,К}$, ${\rm \Delta lg\,g \approx 0.3\,dex}$, ${\rm \Delta \xi_t \approx 0.5}$ км/с. Необходимо иметь ввиду, что большая часть линий, используемая для расчета химического состава, имеет эквивалентные ширины до 100-150м${\rm \AA}$, что предъявляет высокие требования к точности наблюдательного материала, поскольку при заданном спектральном разрешении точность величины W слабых линий зависит в основном от отношения сигнал/шум в спектре. Разброс содержаний химических элементов, полученных по набору линий, невелик, ошибка среднего ${\delta}$ обычно не превышает 0.10-0.12dex при числе линий более 8-10 (см. ниже табл.4). Необходимо отметить, что в данной работе не учитывались поправки за сверхтонкую структуру и изотопические сдвиги, расширяющие линии NiI и BaII.