ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД

скачать

 

Пароль для архива: KH2qLGwUCNhFANz

 

Пахомов Юрий Васильевич

ОСОБЕННОСТИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА БАРИЕВЫХ ЗВЕЗД

(астрофизика и радиоастрономия)

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физико-математических наук академик РАН Боярчук Александр Алексеевич

Москва 2004

Оглавление

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 хими-
ческого 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

2.4Оценки неопределенностей в вычислении содержа-
ний химических элементов............................................................................................ 49

2.4.1 Ошибки, обусловленные неточностью приня-
тых значений параметров модели звездной ат-
мосферы 49

2.4.2 Влияние выбора модели конвекции ...................... 52

2.4.3 Влияние сверхтонкого расщепления спектраль-
ных 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

3.2.2 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

4Исследование 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 диаграм
ме "температура-светимость" ............................... 133

5.4 Сравнение параметров звездных атмосфер ......................................... 134

5.5 Выводы 137

Заключение 138

Обзор

Как известно, большинство звезд гигантов поздних спек­тральных 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 BaII) 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 BaII (Л4554Х) 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 C2 (система Свана около A5165A), что характерно для углеродных звезд, принадлежащих асимптотической ветви, а не для G-K гигантов. Поскольку подобные аномалии наблюдаются в сверхгигантах, а водородные линии соответствуют гигантам, ав­торы заключили, что данная группа звезд не может быть отнесена к нормальным звездам гигантам.

Дальнейшие спектральные исследования [19] выполненные для бариевой звезды ( Cap с более высокой дисперсией (5 А/мм в области A4000-4600A4 и 10 А/мм в области Л6000-6900А) показа­ли, что кроме указанных выше линий усилены также линии ред­коземельных элементов LaII, YII, ZrII, NdII, PrII, SmII, CeII. Было показано, что такие аномалии невозможно объяснить в рамках из­менений температуры и ионизации.

В 1957 году был выполнен первый количественный анализ хи­мического состава бариевой звезды HD 46407 [20]. Методом кри­вой роста Барбидж и Барбидж определили содержания около 30 элементов в её атмосфере. Они предположили, что аномалии в содержаниях элементов тяжелее железной группы образуются в недрах звезды и выносятся наверх вследствие конвективного пе­ремешивания. Рассматривая различные ядерные процессы, авторы сделали вывод, что эти аномалии содержаний вызваны скорее все­го процессом медленного захвата нейтронов, или s-процессом.

В работе [21] Уорнер, выполняя детальный анализ двадцати бариевых звезд, отметил, что линии элементов, начиная от Ca и кончая группой железа, представляют собой нормальный спектр соответствующего спектрального класса. Автор предложил допол­нительно классифицировать бариевые звезды по "степени барие-вости", то есть по степени интенсивности как линий BaII (A4554A), так и более тяжелых элементов, разделяя эту классификацию на пять групп по шкале от 1 (самая слабая пекулярность) до 5 (самая сильная).

Морган и Кинан [22] по спектрограммам с низкой дисперсией («80 А/мм) обнаружили звезды, у которых интенсивность линий BaII и SrII была ниже, чем у бариевых звезд, но выше, чем у нор­мальных красных гигантов. Для таких звезд они ввели классифи­кационный индекс Ba0, а сами звезды назвали "полу-бариевыми". Позднее [23] эти звезды стали называться умеренными бариевы­ми, в отличие от классических бариевых звезд, а в классификации их "бариевости"стали использовать индексы от Ba0 до Ba1 с шагом

0.1.

Внимание к этим интересным объектам не ослабевает, их ис­следования продолжаются. Возросло и количество обнаруженных бариевых звезд. Если в [18] таких объектов было 5, то в современ­ном списке бариевых звезд (классических и умеренных) [24] их насчитывается около 400. Однако общее число бариевых звезд по отношению к количеству обычных красных гигантов невелико и составляет всего 0.5-1% [25].

Исследования, направленные на выяснение природы барие­вых звезд, дали много интересных результатов, основные из кото­рых приведены ниже.

1. Классические бариевые звезды

Количественные спектральные исследования на основе на­блюдательного материала с высоким разрешением показали (см., например, [26, 27]), что в атмосферах классических бариевых звезд по сравнению с нормальными G и K гигантами наблюдаются:

- умеренный избыток содержания углерода (примерно на 0.3 dex), в то время как у нормальных красных гигантов со­держание его содержание понижено примерно на 0.3 dex.

- приблизительно нормальные, относительно солнечных, со­держания азота и кислорода;

- аномально высокие содержания тяжелых (тяжелее Fe) эле­ментов, образование которых осуществляется в s-процессе.

Такие аномалии химического состава атмосфер характерны для звезд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ), в той фазе, когда происходит горение водорода и гелия в слоевых источниках и связанное с этим третье глубокое переме­шивание. Проблема, однако, заключается в том, что классические бариевые звезды имеют светимость существенно ниже той, кото­рую имеют звезды АВГ в этой фазе эволюции [28], и наблюдаемые аномалии содержаний химических элементов не должны у них на­блюдаться.

Открытие двойственности бариевых звезд послужило клю­чом к пониманию природы этих интересных объектов. Многолет­ние наблюдения лучевых скоростей [21] выявили у многих клас­сических бариевых звезд изменения лучевых скоростей, свиде­тельствующие об их двойственности. Анализ полученных функ­ций масс привел к выводу, что если массу звезды, наблюдаемой как бариевая, принять равной 1.5 M0, то масса спутника долж­на составлять 0.2-0.6 M0 [24], т.е. спутники должны быть белыми карликами. Белые карлики должны наблюдаться в ультрафиоле­товой области спектра, где они ярче, чем главная компонента. И, действительно, поиски в УФ области спектра излучения, которое превышало бы излучение в этой области красного гиганта, увен­чались успехом; у нескольких бариевых звезд такие компоненты -белые карлики, были найдены [29-31].

Согласно современным представлениям о природе классиче­ских бариевых звезд, в двойной системе со звездами, сильно раз­личающимися по массе, более массивный компонент эволюциони­рует быстрее своего спутника и первым достигает фазы АВГ, при которой интенсивно теряет вещество, сбрасывает оболочку и пре­вращается в белый карлик. Часть сброшенной оболочки попадает на спутник, загрязняя его атмосферу продуктами горения гелия и s-процесса, вследствие чего мы и наблюдаем эту звезду как бари­евую.

2. Умеренные бариевые звезды

Исследования содержаний химических элементов в атмосфе­рах умеренных бариевых звезд не столь многочисленны, как в слу­чае классических бариевых звезд, однако они привели к некото­рым вполне определенным выводам:

- в отличии от классических бариевых звезд, которые имеют избыток углерода, у умеренных бариевых звезд его содер­жание не отличается от содержания в нормальных красных гигантах, составляющего примерно -0.3 dex [7,27];

- содержания элементов s-процесса выше, чем в нормальных гигантах, но меньше, чем в случае классических бариевых звезд [32,33].

Интересно заметить, что согласно [34], вопрос о двойственно­сти умеренных бариевых звезд не так однозначен, как для класси­ческих бариевых звезд; многие из них не показывают изменения лучевых скоростей. Одни авторы считают [30], что и классические, и умеренные бариевые звезды имеют высокую степень двойствен­ности, другие [35] - наоборот, что классические бариевые звезды имеют более высокую степень двойственности по сравнению с умеренными бариевыми звездами; в то же время в [36] отмеча­ется, что большинство умеренных бариевых звезд, по-видимому, являются двойными и некоторые из них могли быть связаны со вспышкой ее компоненты как сверхновой (эта гипотеза нашла свое развитие в [37]). В [38] отмечено, что гипотеза двойственности не является универсальной. А в [39] сделан вывод, что эволюцион­ный статус бариевых звезд еще до конца не выяснен, а также что имеются сомнения в однородности класса бариевых звезд.

Актуальность проблемы

В современный список бариевых звезд входит около 400 таких объектов [24]. Он включает в себя как классические, так и умерен­ные бариевые звезды. Несмотря на многочисленные исследования как содержаний химических элементов, так и доказательств двой­ственности (изменений лучевых скоростей, поиски горячего спут­ника в УФ), в проблеме природы бариевых звезд остается еще много неясного.

Таким образом задача исследования содержаний химических элементов в атмосферах бариевых звезд (как классических, так и умеренных) и их сравнительный анализ с аналогичными результа­тами для нормальных красных гигантов является актуальной зада­чей для понимания природы этих объектов. Кроме того, данная за­дача актуальна для понимания звездной эволюции, поскольку ано­малии химического состава отражают синтез элементов в недрах звезды и процесс их выноса в её атмосферу в различные фазы эволюции.

Возросшие возможности современной техники наблюдений и их обработки позволяют достичь большей точности в определении содержаний химических элементов в атмосферах звезд, что дает возможность нахождения и более тонкого исследования особенно­стей химического состава атмосфер бариевых звезд.

Постановка задачи

Главной задачей диссертации является исследование химиче­ского состава бариевых звезд с целью выяснения их природы. В решение этой задачи входило:

получение спектрального наблюдательного материала высо­кого качества для трех групп красных гигантов: нормальных красных гигантов, умеренных бариевых и классических ба­риевых звезд;

определение содержаний химических элементов атмосфер исследуемых звезд с возможно большей точностью;

выполнение сравнительного анализа содержаний химических элементов в атмосферах трех групп красных гигантов

Содержание работы

Диссертация состоит из Введения, 5-х глав и Заключения. Объем работы составляет 146 страниц и содержит 32 рисунков и 18 таблиц. Список цитируемой литературы включает 117 наиме­нования.

Введение содержит обзор научных работ по бариевым звез­дам. Показана актуальность работы, сделана постановка задачи и даны характеристики диссертации.

Первая глава описывает наблюдательный спектральный ма­териал высокого разрешения и с высоким отношением сигнала к шуму, полученный на телескопах ЗТШ (2.6-м, Крымская астро­физическая обсерватория, п.Научный, Крым, Украина) и БТА (6-м, Специальная астрофизическая обсерватория, п.Нижний Архыз, Карачаево-Черкессия). Даются характеристики наблюдений и опи­сывается их предварительная обработка. Выполнен сравнительный анализ эквивалентных ширин по двум спектрограммам одной звез­ды Gem). Отмечено отсутствие систематических отклонений, что свидетельствует о возможности дальнейшего совместного ана­лиза данных, полученных на этих двух инструментах. Приводится список 23 исследованных звезд, включающий в себя 2 нормаль­ных красных гиганта, 5 умеренных бариевых и 16 классических бариевых звезд.

Вторая глава посвящена методу определения параметров звездных атмосфер и их химического состава. В работе применяет­ся метод моделей атмосфер и используется приближение локаль­ного термодинамического равновесия. Параметры звездных атмо­сфер - эффективная температура, ускорение силы тяжести и ми­кротурбулентная скорость,- определены следующим методом.