Помощь студентам в учебе
Особенности химического состава бариевых звезд
|
Введение 4 1 Наблюдательный материал 25
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО 25
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН 27
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала . 28
1.4 Обработка наблюдений 29
1.5 Резюме 31
2 Методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд 32
2.1 Основные положения в методике определения химического состава звездных атмосфер 32
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения 34
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы 40
2.3.1 Микротурбулентная скорость 40
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести .... 44
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержаний химических элементов 49
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы 49
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции 52
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектральных линий 57
2.5 Резюме 59
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов 60
3.1 Вычисление химического состава 60
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64
3.2.1 Натрий 64
3
3.2.2 Алюминий 66
3.2.3 Кремний 68
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Si 69
3.2.5 s-элементы 70
3.2.6 Содержание углерода и азота 74
3.3 Выводы 77
4 Исследование классических бариевых звезд 80
4.1 Вычисление химического состава 80
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 88
4.2.1 Натрий 92
4.2.2 Алюминий 95
4.2.3 Кремний 96
4.2.4 Магний 98
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al,
Mg, Si 101
4.2.6 s-элементы 102
4.3 Учет сверхтонкого расщепления 112
4.4 Выводы 113
5 Анализ положений бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 117
5.1 Определение параметров звездных атмосфер 117
5.1.1 Эффективная температура 118
5.1.2 Светимости исследуемых звезд 128
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести 131
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 131
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 133
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер 134
5.5 Выводы 137
Заключение 138
Литература
1.1 Наблюдения на 2.6-м телескопе ЗТШ КрАО 25
1.2 Наблюдения на 6-м телескопе БТА САО РАН 27
1.3 Сравнительный анализ наблюдательного материала . 28
1.4 Обработка наблюдений 29
1.5 Резюме 31
2 Методика определения химического состава атмосфер исследуемых звезд 32
2.1 Основные положения в методике определения химического состава звездных атмосфер 32
2.2 Выбор Солнца в качестве звезды сравнения 34
2.3 Определение параметров модели звездной атмосферы 40
2.3.1 Микротурбулентная скорость 40
2.3.2 Температура и ускорение силы тяжести .... 44
2.4 Оценки неопределенностей в вычислении содержаний химических элементов 49
2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы 49
2.4.2 Влияние выбора модели конвекции 52
2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектральных линий 57
2.5 Резюме 59
3 Исследование умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов 60
3.1 Вычисление химического состава 60
3.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 64
3.2.1 Натрий 64
3
3.2.2 Алюминий 66
3.2.3 Кремний 68
3.2.4 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al, Si 69
3.2.5 s-элементы 70
3.2.6 Содержание углерода и азота 74
3.3 Выводы 77
4 Исследование классических бариевых звезд 80
4.1 Вычисление химического состава 80
4.2 Анализ содержаний некоторых химических элементов 88
4.2.1 Натрий 92
4.2.2 Алюминий 95
4.2.3 Кремний 96
4.2.4 Магний 98
4.2.5 Некоторые итоги анализа содержаний Na, Al,
Mg, Si 101
4.2.6 s-элементы 102
4.3 Учет сверхтонкого расщепления 112
4.4 Выводы 113
5 Анализ положений бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 117
5.1 Определение параметров звездных атмосфер 117
5.1.1 Эффективная температура 118
5.1.2 Светимости исследуемых звезд 128
5.1.3 Масса и ускорение силы тяжести 131
5.2 Положение умеренных бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 131
5.3 Положение классических бариевых звезд на диаграмме "температура-светимость" 133
5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер 134
5.5 Выводы 137
Заключение 138
Литература
Как известно, большинство звезд гигантов поздних спек¬тральных классов имеют нормальный химический состав, то есть содержания химических элементов в их атмосферах соответствуют солнечным содержаниям. Однако иногда они показывают в своих спектрах различные химические аномалии. К таким звездам относятся, например, CN- и CH-звезды, SrII-звезды, а также, так называемые, бариевые звезды (или BaII-звезды) и другие, представляющие пекулярные группы G-K-гигантов. Большое количество эффектов, влияющих на химический состав звездных атмосфер, не позволяет классифицировать пекулярные красные гиганты только по одному какому-нибудь параметру или элементу.
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звезды с главной последовательности у нее развивается конвективная оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последовательности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элементов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с главной последовательности [2-5]. Кроме того в атмосферах таких звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гигантах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избытке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие таких изменений величина C/N более определенно показывает, что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты термоядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их анализа [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изменения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах этих звезд [9-11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток содержания натрия в сверхгигантах [12-14] а также в нормальных красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водорода осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё и в NeNa-цикле [16,17].
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их сравнительный анализ важны для понимания как звездной эволюции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной группы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды Ball) были выделены в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным спектрограммам (76 A/мм у HY) они нашли пять звезд G-K гигантов, в спектрах которых резонансная линия Ball (А4554А) имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звездами того же спектрального класса; она была сравнима с интенсивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в спектрах этих звезд было найдено усиление линий SrII (A4077A и A4215A), а также молекулярных полос CH (G-полоса A4300-4312A), CN (A4215A) и С2 (система Свана около A5165A), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов.
Согласно теории звездной эволюции, на этапе схода звезды с главной последовательности у нее развивается конвективная оболочка, которая, постепенно расширяясь, проникает в глубокие внутренние слои звезды, в которых на стадии главной последовательности проходили ядерные реакции, и выносит продукты этих реакций в верхние слои звездной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [1].
Так, например, хорошо известным наблюдательным фактом является резкое уменьшение содержаний легкогорящих элементов, таких как литий, бериллий, в атмосферах звезд, сошедших с главной последовательности [2-5]. Кроме того в атмосферах таких звезд наблюдается изменение содержаний углерода и азота, что является следствием протекания CNO-цикла горения водорода в звездных недрах [6,7]. При этом содержание углерода в G-K гигантах понижено по сравнению с солнечным, азот находится в избытке, содержание кислорода практически не изменяется. Вследствие таких изменений величина C/N более определенно показывает, что в атмосферах красных гигантов наблюдаются продукты термоядерных реакции CNO-цикла и часто используется для их анализа [8]. Кроме того, на протекание CNO-цикла указывают и изменения изотопного содержания углерода и кислорода в атмосферах этих звезд [9-11]. Обнаруженный сравнительно недавно избыток содержания натрия в сверхгигантах [12-14] а также в нормальных красных гигантах [15] свидетельствует о том, что горение водорода осуществляется не только в CNO-цикле, но и параллельно ещё и в NeNa-цикле [16,17].
Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах красных гигантов различных групп и их сравнительный анализ важны для понимания как звездной эволюции, поскольку отражают синтез элементов в недрах звезды в различные ее фазы, так и для химической эволюции Галактики.
Данная диссертация представляет исследование одной группы красных гигантов - бариевых звезд.
Впервые бариевые звезды (или звезды Ball) были выделены в отдельную группу Бидельманом и Киненом [18] при разработке двумерной спектральной классификации. По низкодисперсным спектрограммам (76 A/мм у HY) они нашли пять звезд G-K гигантов, в спектрах которых резонансная линия Ball (А4554А) имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звездами того же спектрального класса; она была сравнима с интенсивностью этой линии в спектрах звезд класса S. Кроме того в спектрах этих звезд было найдено усиление линий SrII (A4077A и A4215A), а также молекулярных полос CH (G-полоса A4300-4312A), CN (A4215A) и С2 (система Свана около A5165A), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов.
Во Введении было отмечено, что красные гиганты являются неоднородной группой звезд, и имеют в своих спектрах аномалии в содержании тех или иных химических элементов, что связано с конвекцией, выносящей в атмосферу звезды продукты ядерных реакций, которые шли в недрах звезды на стадии главной последовательности. Так называемые бариевые звезды являются одной из наиболее интересных подгрупп красных гигантов.
Ранние исследования привели к выводу, что эта подгруппа не является однородной, и ни одна выдвинутая гипотеза происхождения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследования с максимально возможной точностью содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд с различной степенью
II ' II / vy vy
бариевости (содержаний элементов s-процесса) и сравнительный анализ полученных результатов, а также с соответствующими данными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный материал с высоким разрешением (R & 50000 — 60000) и отношением сигнала к шуму S/N & 100 — 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены
• тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, имеющих надежные значения lg gf,
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли¬ний (с W>100мА), чтобы избежать возможных ошибок из-за неЛТР-эффектов и неточностей в постоянных затухания,
• исследование звезд программы и Солнца (звезды сравнения) в рамках одной сетки моделей атмосфер,
• определение параметров атмосфер звезд и Солнца по одной методике.
В результате были определены содержания 27 элементов в атмосферах 23 звезд - классических бариевых звезд, умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.
Сравнительный анализ полученных данных показал, что
• в атмосферах всех трех группах звезд имеются избытки содержаний Na, Al, Mg и Si, вовлеченных в NeNa- и MgAl- циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих избытков зависят от светимости, причем для каждого элемента зависимость является единой для всех трех групп звезд; сделан вывод о едином механизме происхождения этих аномалий для всех трех групп звезд, а именно, вынос продуктов ядерных реакций в недрах звезд на поверхность конвекцией, развивающейся при достижении звезды эволюционной фазы красных гигантов.
Ранние исследования привели к выводу, что эта подгруппа не является однородной, и ни одна выдвинутая гипотеза происхождения бариевых звезд не является универсальной для всех звезд этой подгруппы. Поэтому актуальной является задача исследования с максимально возможной точностью содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд с различной степенью
II ' II / vy vy
бариевости (содержаний элементов s-процесса) и сравнительный анализ полученных результатов, а также с соответствующими данными для нормальных красных гигантов.
Для этой цели для 23 звезд был получен спектральный материал с высоким разрешением (R & 50000 — 60000) и отношением сигнала к шуму S/N & 100 — 300.
С целью определений содержаний элементов с максимально возможной точностью были выполнены
• тщательный отбор "чистых"(неблендированных) линий, имеющих надежные значения lg gf,
• исключение из дальнейшего рассмотрения линий с нулевых уровней или близких с ним, а также достаточно сильных ли¬ний (с W>100мА), чтобы избежать возможных ошибок из-за неЛТР-эффектов и неточностей в постоянных затухания,
• исследование звезд программы и Солнца (звезды сравнения) в рамках одной сетки моделей атмосфер,
• определение параметров атмосфер звезд и Солнца по одной методике.
В результате были определены содержания 27 элементов в атмосферах 23 звезд - классических бариевых звезд, умеренных бариевых звезд и нормальных красных гигантов.
Сравнительный анализ полученных данных показал, что
• в атмосферах всех трех группах звезд имеются избытки содержаний Na, Al, Mg и Si, вовлеченных в NeNa- и MgAl- циклы горения водорода в недрах звезд; величины этих избытков зависят от светимости, причем для каждого элемента зависимость является единой для всех трех групп звезд; сделан вывод о едином механизме происхождения этих аномалий для всех трех групп звезд, а именно, вынос продуктов ядерных реакций в недрах звезд на поверхность конвекцией, развивающейся при достижении звезды эволюционной фазы красных гигантов.