Кинематика и физика небесных тел, 2001, № 5http://dspace.nbuv.gov.ua:80/handle/123456789/1498582026-04-18T11:35:54Z2026-04-18T11:35:54ZНегауссовские доплеровские контуры спектральных линий при максвелловском распределении скоростейКурочка, Л.Н.Лобода, В.И.http://dspace.nbuv.gov.ua:80/handle/123456789/1499582019-03-17T23:22:59Z2001-01-01T00:00:00ZНегауссовские доплеровские контуры спектральных линий при максвелловском распределении скоростей
Курочка, Л.Н.; Лобода, В.И.
Рассмотрен случай, когда доплеровские контуры спектральных линий (при малой оптической толщине объекта) не описываются гауссианой. Показано, что этот факт может быть объяснен не только при немаксвелловском распределении «турбулентных» скоростей, но и при их максвелловском распределении. Причина этого кроется в том, что турбулентные элементы могут иметь различные интенсивности излучения, что вполне реально, но раньше не учитывалось как при анализе солнечных вспышек, так и при анализе других астрофизических объектов.; Розглянуто випадок, коли допплерівські контури спектральних ліній (при малій оптичній товщині об’єкта) не описуються гауссіаною. Показано, що цей факт може бути пояснений не лише при немаксвеллівському розподілі «турбулентних» швидкостей, але й при їхньому максвеллівському розподілі. Причина цього криється в тому, що турбулентні елементи можуть мати різні інтенсивності випромінювання, що цілком реально, але раніше не враховувалось як при аналізі сонячних спалахів, так і при аналізі інших астрономічних об'єктів.; The case of the non-Gaussian Doppler profiles of spactral lines (at a small optical thickness of the investigation object) is considered. It is shown that such a sitiation may exist not only at the non-Maxwellian velocity distribution, but at the Maxwellian distribution as well. The reason is that turbulent elements may have different radiation intensities, which is a realistic assumption, but this was ignored in the analyses of solar flares and other astrophysical objects.
2001-01-01T00:00:00ZСодержание химических элементов в атмосферах К-сверхгигантов Малого Магелланова ОблакаКомаров, Н.С.Згоняйко, Н.С.Васильева, С.В.http://dspace.nbuv.gov.ua:80/handle/123456789/1499572019-03-17T23:22:58Z2001-01-01T00:00:00ZСодержание химических элементов в атмосферах К-сверхгигантов Малого Магелланова Облака
Комаров, Н.С.; Згоняйко, Н.С.; Васильева, С.В.
Исследованы девять холодных К-сверхгигантов в Малом Магеллановом Облаке методом моделей атмосфер. С этой целью были использованы ПЗС-спектры с высоким разрешением. Показано, что все звезды, имеют дефицит железа в пределах от -0.40 dех до -0.97 dех по отношению к солнечному содержанию. Найдены некоторые различия в содержании химических элементов α-процесса (Si, Са, Ti), s-процесса (Y, Zr) и е-процесса (Sc, V, Cr, Ni, Mn) в атмосферах звезд ММО и нашей Галактики относительно содержания железа.; Досліджено вміст хімічних елементів у дев'яти холодних К-надгігантів Малої Магелланової Хмари методом моделей атмосфер. Для цієї мети були використані ПЗЗ-спектри з великою роздільною здатністю Показано, що всі зорі мають дефіцит заліза від -0.40 до -0.97 dех відносно сонячного вмісту. Знайдена деяка різниця, у вмісті хімічних елементів α-процесу (Si, Са, Ti), s-процесу (Y, Zr) та е-процесу (Sc, V, Cr, Ni, Mn) в атмосферах зір ММХ та нашої Галактики по відношенню до вмісту заліза.; The abundances of chemical elements in nine K supergiants in the SMC were investigated by the method of model atmospheres. With this goal high-resolution CCD-spectrograms were used. It is shown that all stars have a deficit of iron from -0.40 to -0.97 dex. relative to the Sun, Some differences in the abundances of the elements of α- (Si, Ca, Ti), s- (Y, Zr) and e- (Sc, V, Cr, Ni, Mn) processes relatively to iron abundance were found in the atmospheres of stars in the SMC and in our Galaxy.
2001-01-01T00:00:00ZЭволюционный статус контактных тесных двойных звезд ранних спектральных классовЕретнова, О.В.Краснова, Т.В.Свечников, М.А.http://dspace.nbuv.gov.ua:80/handle/123456789/1499562019-03-17T23:22:56Z2001-01-01T00:00:00ZЭволюционный статус контактных тесных двойных звезд ранних спектральных классов
Еретнова, О.В.; Краснова, Т.В.; Свечников, М.А.
На основе данных «Каталога приближенных фотометрических и абсолютных элементов затменных переменных звезд» Свечникова М. А. и Кузнецовой Э. Ф. построена диаграмма Герцшпрунга—Рассела для контактных тесных двойных систем ранних спектральных классов (КР-сис-тем).; На основі даних «Каталоги наближених фотометричних і абсолютних елементів затемнюваних змінних зірок» Свечнікова М. А. і Кузнецової Е. Ф. побудовано діаграму Герцшпрунга— Рассела для контактних тісних подвійних систем ранніх спектральних класів (КР-систем).
2001-01-01T00:00:00ZОб определении содержания лития в атмосферах сверхбогатых литием углеродных звезд по резонансной и субординатным линиям Li I. IЯковина, Л.А.Павленко, Я.В.http://dspace.nbuv.gov.ua:80/handle/123456789/1499552019-03-17T23:22:57Z2001-01-01T00:00:00ZОб определении содержания лития в атмосферах сверхбогатых литием углеродных звезд по резонансной и субординатным линиям Li I. I
Яковина, Л.А.; Павленко, Я.В.
Семь линий Li I в оптическом и ближнем ИК-диапазоне рассмотрены как индикаторы содержания лития в атмосферах сверхбогатых литием холодных углеродных звезд. Резонансная линия Li I λ 670.8 нм крайне чувствительна к содержаниям лития при lgN(Li) = 4.0...5.0 в основном за счет высокой чувствительности к lgN(Li) интенсивности ее крыльев. Это требует высокой точности их расчета. Субординатные линии Li I λ 610.4 нм и λ 812.6 нм при lgN(Li) = 4.0...5.0 насыщены и показывают скорее слабую зависимость от содержания лития. Более слабые субординатные линии Li / λλ 497.2, 460.3, 427.3 и 413.3 нм потенциально могут быть хорошими индикаторами содержания лития при lgN(Li) = 4.0...5.0. Однако реально для определения содержаний лития в звездах с нормальной металличностью можно использовать только линию Li I λ 497.2 нм из-за сильного блендирования остальных трех линий и наличия в спектрах большинства углеродных гигантов «фиолетовой депрессии».
2001-01-01T00:00:00Z