Аномалии химического состава звезд промежуточных и малых масс тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Санкт-Петербургский государственный университет

На правах рукописи

Рохас Гарсия Маделайпе Митчел

АНОМАЛИИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА ЗВЕЗД ПРОМЕЖУТОЧНЫХ И МАЛЫХ

МАСС

Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

005542929

САНКТ-ПЕТЕРБУРГ - 2013

5 ДЕК 2013

005542929

Работа выполнена на кафедре астрофизики математико-механического факультета Санкт-Петербургского государственного университета

Научный руководитель:

доктор физ.-мат. наук, профессор Холтыгин Александр Федорович

Официальные оппоненты: доктор физ.-мат. наук, профессор,

ведущий научный сотрудник Бикмаев Ильфан Фяритович

Казанский государственный университет, Кафедра астрономии

кандидат физ.-мат. наук,

старший научный сотрудник Валявин Геннадий Геннадиевич

Специальная Астрофизическая обсерватория РАН

Ведущая организация:

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН России

Защита диссертации состоится 24 декабря 2013 г. в 15 ч. 30 м. на заседании Диссертационного совета Д.212.232.15 по защите диссертаций на соискание ученой степени кандидата наук при Санкт-Петербургском государственном университете по адресу: 198504, г. Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр. д. 28, ауд. 2143 (Математико-механический факультет).

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ. Автореферат разослан _> 2013 г.

¿Г

' Орлов Виктор Владимирович

Ученый секретарь диссертационного совета

1 Общая характеристика работы

1.1 Актуальность работы

Исследования химического состава звезд являются одной из наиболее важных задач в астрофизике. Такие исследования позволяют детально исследовать эволюцию как самих звезд, так и тех звездных систем (звездных скоплений и галактик), в которых они находятся. Особый интерес в этой связи представляют звезды, на содержание элементов в атмосферах которых влияет их околозвездное окружение. К таким звездам относятся бариевые звезды, звезды с планетными системами и звезды с пылевыми дебрис-дисками. Содержание элементов в атмосферах этих звезд заметно отличается от их содержания в атмосферах одиночных звезд.

На содержание:элементов в атмосферах бариевых звезд, являющихся маломассивными двойными 'системами, существенно влияют процессы перетекания вещества со вторичного компонента на проэволюционировавший первичный компонент. Несмотря на длительность определения химического состава звезд в таких системах, природа физических процессов, приводящих к аномальности содержания элементов остается до настоящего времени не вполне ясной. Спектральные наблюдения таких звезд в видимом и ближнем инфракрасном диапазонах позволяют детально исследовать, как меняется их химический состав в зависимости от их возраста и массы и эффективности обмена веществом между компаньонами двойной системы. Тем самым можно сделать вывод, что исследования химического состав звезд в двойных системах с перетеканием вещества является актуальной астрофизической задачей.

Еще менее известен химический состав звезд, обладающих планетными системами. Известно пока лишь то, что химический состав таких звезд заметно отличается от характерного для звезд, не имеющих планетных систем. Предполагается, что''звезды с планетными системами имеют в среднем повышенную металличность [Fe/H] по сравнению со звездами, таких систем не имеющих. При этом содержания элементов у объектов одного типа, определяемое разными авторами, зачастую сильно различаются. Например, авторы работ [2, 5, 7] обнаружили повышенное содержание лития у звезд с экзопланетами по сравнению со средним содержанием лития у

обычных звезд, что интерпретируется как результат усиления процессов перемешивания и/или увеличения глубины конвективной зоны.

В то же время Ме1еш1ег еЬ а1. [8] обнаружили, что содержание лития одинаково у обеих групп звезд. Подобные расхождения характерны и для других элементов. Так, авторы работы [3, 9| считают, что в атмосферах звезд с планетными системами повышено содержание кислорода, тогда как в работах [1, 6| этот вывод не подтверждается.

Особый класс объектов представляют звезды с пылевыми осколочными (дебрис)-дисками. К таким объектам относятся старые маломассивные звезды (0.5 Ме — 3 Ма) с возрастами в промежутке í = 107 — 10й лет. В ряде случаев в дебрис-дисках выделяют заметные пылевые кольца. Размер дисков составляет 10 — 100 а.е., а их масса « МШО()11. Считается, что дебрис-диски создаются и поддерживаются столкновениями между плане-тезималями и, даже если общая масса частиц пыли меньше массы Земли, они могут занимать достаточно большую площадь и затмевать родительскую звезду. Обычно звезды с дебрис-дисками находят, исследуя звездную систему в ИК области спектра [4] по ИК избыткам. Эти избытки вызваны поглощением излучения звезды диском и последующим переизлучением его в ИК диапазоне.

Тем самым можно заключить, что как звезды с планетами, так и звезды с дебрис-дисками представляют различные стадии эволюции звезд с планетными системами. На тесную связь этих объектов указывает существование гибридных систем, в которых найдены как планеты, так и пылевые дебрис-диски.

Исследования зависимости химических аномалий элементов у звезд с планетами и дебрис-дисками от температуры их конденсации Тс в твердой фазе могут пролить свет на детали формирования планетных систем и, в том числе, планет подобных нашей Земле. Зависимость содержаний элементов от Тс пока еще недостаточно хорошо известна, что указывает на необходимость ее изучения для широкого круга звезд и, в том числе, на актуальность изучения химического состава подобных звездных систем.

1.2 Цели диссертационной работы

Основной целью диссертационной работы является определение содержаний химических элементов и установление эволюционного статуса звезд с аномалиями химического состава.

Для достижения этой цели решалась задача определения фундаментальных параметров и содержаний как легких, так и тяжелых элементов в атмосферах 20 программных звезд, включающих ВаIi-звезды, звезды с экзопланетами и с дебрис-дисками.

В решение этой задачи входило:

• Получение из литературных источников атомных параметров, необходимых для анализа спектров программных звезд;

• анализ спектрального наблюдательного материала высокого разрешения, который был получен на 2.2-м телескопе ESO в Чили со спектрографом FEROS;

• определение фундаментальных параметров (эффективная температура, ускорение силы тяжести на поверхности звезды и микротурбулентная скорость) и эволюционного статуса программных звезд с использованием ЛТР моделей атмосфер звезд;

• определение содержания выбранных химических элементов в атмосферах исследуемых звезд, в том числе тугоплавких, летучих элементов и элементов s-процесса;

• исследование зависимости металличности [Fe/H] от различных параметров программных звезд;

• анализ зависимости относительного содержания [X/Fe| от их температуры конденсации Тс расматриваемого элемента X, чтобы подтвердить или опровергнуть различные гипотезы формирования планетных систем.

1.3 Научная новизна

• В диссертации впервые детально проанализированы спектры высокого разрешения звезд CD-65°2893, HD 22229, HD 66812, HD 56523 и HD 31341 и установлено, что эти звезды являются умеренными бариевыми звездами.

• Впервые выполнено исследование единым методом как звезд с дебрис-дисками, так и звезд с экзопланетами и гибридных систем,

• Впервые исследована зависимость содержаний элементов в атмосферах звезд с дебрис-дисками от их температуры конденсации.

1.4 Научная и практическая значимость работы

Разработанная в диссертации методика анализа спектров звезд малых и промежуточных масс с аномалиями химического состава может быть использована для массового анализа содержаний элементов в объектах подобного типа.

Результаты анализа программных звезд применимы для уточнения классификации химически пекулярных звезд.

Проведенный в диссертационной работе анализ зависимости содержания элементов в атмосферах звезд с дебрис-дисками и планетными системами от их температуры конденсации применим к широкому кругу подобных звездных систем и может использоваться для выяснения механизмов обогащения атмосфер звезд малых и промежуточных масс летучими и туго-п л а в к и м и э л е м ен там и.

1.5 Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из Введения, пяти глав и Заключения. Объем работы составляет 12G страниц и содержит 34 рисунка и 3G таблиц. Список цитируемой литературы включает 122 наименования.

1.G Апробация результатов

Основные результаты диссертации были представлены на следующих конференциях и симпозиумах:

• 39-ой Всероссийской научной конференции "Физика Космоса", Коуров-ская Астрономическая обсерватория, Свердловская обл., Россия, 01 -05 февраля 2010;

• Международной конференции "JENAM-2011: European Week of Astronomy and Space Science", Санкт-Петербург, Россия, 4-8 июля 2011;

• Международной конференции "10th Pacific Riin Conférence", Сеул, Корея, 27-31 мая 2013;

• Международной конференции "Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars". Москва, Россия, 3-7 июня 2013;

• Международной конференции "European Week of Astronomy and Spaee Science", Турку, Финляндия, 8 - 13 июля 2013;

• Всероссийской астрономической конференции "Многоликая Вселенная (ВАК-2013)" Санкт-Петербург, Россия, 23-27 сентября 2013.

Кроме того, результаты диссертации были представлены на астрофизических семинарах кафедры Астрофизики СПбГУ и астрофизических подразделений ГАО РАН.

2 Краткое содержание работы

В Первой главе (Введении) содержится обзор научных работ по исследованиям химически пекулярных звезд, в том числе бариевых звезд, звезд с планетными системами и с осколочными дебрис-дисками. Показана актуальность работы, указаны ее цели, новизна и актуальность работы и дано краткое содержание диссертации.

Во Второй главе диссертации описана методика определения фундаментальных параметров и химического состава программных звёзд. Делаются оценки погрешностей определяемых величин.

В разделе 2.1 описаны наблюдения программных звезд и детально изложена методика обработки их спектров. Дан список 20 программных звезд и указано к какой группе звезд с пекулярным химическим составом: умеренные бариевые звезды, звезды с дебрис-диском или с планетами, они отнесены.

В разделе 2.2 обсуждаются модели атмосфер и используемые атомные данные. В диссертации были использованы модели атмосфер Kurucz (Atlas 9), рассчитанные на основе предположений о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР). Даны ссылки на работы, из которых были взяты атомные данные для элементов, линии которых анализируются в спектрах программных звезд.

Раздел 2.3 посвящен описанию методики определения эквивалентных ширин линий с помощью программы ARES. Педставлены оценки эффективных температур программных звезд 7ыт и их металличности [Fe/H], полученных с помощью ARES.

Методам определению фундаментальных параметров звезд и их химического состава посвящены разделы 2.4 и 2.5.

В разделе 2.6 описывается как определялись погрешности при определении содержаний элементов. Для иллюстрации представлены результаты определения химического состава атмосферы звезды НО 10700 и погрешности определенных содержаний элементов.

о, 7.е

ь

^ 7.4

! . * !.. 1 .... 1 ... . -y^JkJ j , , . . г , . , . 1 . .

.1 . j 1 ... 1 1 . 1 1 ' »___ г • т . 1 .... 1 ... . ....... "J 1 1 1 .... i".«..,..-

■Т 1 | 1 I I 1 | 1 . 1 1 • ........... '- * *•

\ . 1 .... 1 ... . » • • ........ •. •

.. 1 | 1 1 . , | . . 1 . • • г— s7 " « ... ■ . 1.. 1.1.. ;... « • »....

.1 < ! 1 . . 1 1 1 . 1 1

_( 4 • • • % •• г • *4 .... 1.... 1. ~

(а)

(Ь)

(с)

(d)

(е)

• Си«".

* / *

| ... | ... | .. .

Л.«-? •

I11 1I1 11 I 1 ' ' I

. .. "i-r.' *

• '•■•уу

I ■ ■ ■ I .

Excitation Potential (eV)

-5.6 -5.4 -5.2 -5 -4.6 -4.6

log EWx/\

Г'ис. 1. Зависимость содержания железа, полученного но отдельным линиям Ге 1, 1о|{£(Ге). от потенциала возбуждения нижнего уровня (\) и приведенной эквивалентной ширины Поц^1) для следующих бариевых звезд: (а) СО-65°2893, (Ь) НО 22229,' (с) Щ) 66812, (<1) НЭ56523 и (е) НО 31341. Пунктирной линией показана линейная аппроксимация 'методом наименьших

квадратов.

Процедура определения скоростей вращения и лучевых скоростей программных звезд изложена в разделе 2.7, а в разделе 2.8 описывается применение методики синтетических спектров для определения содержаний элементов.

Третья глава посвящена определению фундаментальных параметров и химического состава группы умеренных бариевых звёзд. Определены следующие параметры: эффективная температура, ускорение силы тяжести,

микротурбулентная скорость и металличность. При оценке атмосферных параметров для каждой звезды на основании измеренных эквивалентных ширин проводились расчеты содержаний железа. Полученные результаты анализировались с целью получения таких параметров модели атмосферы, при которых разброс относительных содержаний железа, полученных по разным линиям Fei, был бы минимальным и при которых совпадают содержания, полученные по линиям нейтральных атомов Fe I и линиям ионов Fell.

Обработка спектров ВаО-звёзд описана в разделе 3.1, а в разделе 3.2 даны результаты определения фундаментальных параметров звезд этой группы. Зависимости содержания Fei в функции эквивалентной ширины и потенциала возбуждения представлены на рисунке 1.

Анализ содержаний элементов s-процесса в атмосферах Ва О-звёзд дан в разделе 3.3. Получены содержания таких элементов s-процесса как Y, Zr, Ва, La, Се и Nd, а также рассчитаны относительные содержания [ls/Fe] "легких" (Y и Zr) и "тяжелых" (Ва, La, Се и Nd) элементов s-процесса. Установлено, что у всех исследуемых ВаО-звезд содержания элементов s-процесса повышено на 0.3-0.4 dex по сравнению с солнечным, но при этом это повышение существенно меньше, чем у классических Ва II звезд. Тем самым делается вывод, что исследуемые звезды относятся к группе умеренно-бариевых (ВаО) звезд.

Ошибки содержаний элементов, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездных атмосфер, даны в разделе 3.4. Детально анализируются неточности в содержаниях из-за ошибок в определении фундаментальных параметров звезд.

В разделе 3.5 описана процедура определения содержания Ва в атмосферах программных звезд, Содержание Ва было получено по двум линиям: Ball А 6141.713 и А 6496.900 Ä. Линия Ball А 6141.713 А блендирова-на линией Fei А 6141.732 А, поэтому для определения содержания бария профили этих линий были проанализированы с использованием методики построения синтетических спектров звезд для того, чтобы уменьшить возможные ошибки в оценке содержания Ва.

Выводы к Третьей главе представлены в разделе 3.6.

Четвертая глава посвящена определению химического состава звезд с планетными системами и с дебрис-дисками. Получены содержания тугоплавких и летучих элементов в атмосферах звезд с экзопланетами и дебрис-дисками. Проведен анализ ошибок в определениях содержаний химических

элементов при изменении найденных параметров.....

Характеристики звезд с дебрис-дисками представлены в разделе 4.1, а металличность звезд с дебрис-дисками и планетными системами дана в разделе 4.2. Обсуждаются различные гипотезы происхождения отличий в металличности у звезд с планетами и звезд с такими же фундаментальными параметрами, но не имеющими плане.т. Дана таблица металличностей программных звёзд с планетами и дебрис-дисками.

Определение фундаментальных параметров программных звезд с планетами, дебрис-дисками и гибридных систем, у которых были обнаружены как планеты, так и дебрис-диски, представлено в разделе 4.3. Обсуждается методика определения параметров и выполнено сравнение параметров, полученных разными методами.

Определение содержания элементов описано в разделе 4.4. Программные звезды разделены на 2 группы: имеющих пониженную или повышенную по сравнению с солнечной металличность [Fe/Н]. Обнаружены существенные различия в содержаниях элементов у звезд этих групп.

В разделе 4.5 выполнен анализ содержания тугоплавких и летучих элементов в атмосферах программных звезд. Проанализирована зависимость относительного содержания летучих и тугоплавких элементов в зависимости от их температуры конденсации Тс в атмосферах программных звезд с низкой и высокой металличностью. Обнаружена положительная корреляция между относительными содержаниями элементов и их температурами конденсации для группы звезд с металличностью [Fe/H]> 0.

Выводы к Главе 4 сформулированы в разделе 4.6.

В Пятой главе проводится анализ положения исследуемых звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Светимость определялась по видимым звездным величинам и расстояниям до исследуемых звезд, полученных по их параллаксам. Были также найдены массы звезд и их радиус. На основании полученных фундаментальных параметров звезд уточнен эволюционный статус программных звезд.

В разделе 5.1 изложен байесовский метод определения звездных параметров, реализованный на веб-гюртале PAR.AM1.2 (http://stev.oapd.inaf.it/ cgi-bin/param). С помощью теоретических изохрон для звезд промежуточных масс оцениваются и другие звездные параметры такие как: возраст, масса, радиус, теоретическое значение показателей цвета (B-V)o и log д. Анализируется зависимость между возрастом и металличностью программных звезд.

Раздел 5.2 посвящен определению физических параметров программных звезд. Для всех программных звезд находятся массы, радиусы и светимости. Значения параметров, полученных разными методами, оказались близкими.

Рис. 2. Положение программных звезд с дебрис-дисками и/или планетами па диаграмме Герцщпрунга-Ресеела

Положения трех ВаО-звёзд с известными параллаксами на диаграмме Герцшпрунга-Рессела даны в разделе 5.3. Указанные звезды попадают на треки звезд с массами 2 — 3 Ма, находящихся на стадии красных гигантов.

В разделе 5.3 представлены массы, светимости, радиусы, показатели цвета (В-У)о и возраста программных звезд с планетами и дебрис- дискам и. Обсуждается эволюционный статус программных звезд и сделан вывод, что все эти звезды являются маломассивными с массами М < 1.25 МР. Из рисунка 2 видно, что практически все звезды с дебрис-дисками и/или планетами находятся на главной последовательности; только одна звезда НБ 210681 находится на стадии субгиганта. Ее эволюционный статус по-

дробно рассмотрен в главе 6.

Выводы к Главе 5 представлены в разделе 5.5.

В Шестой главе впервые исследован спектр высокого разрешения звезды HD 210681, полученный на 2.2-м телескопе в обсерватории (ESO) в Чили, со спектрографом FEROS R = 48000. Определены основные параметры звезды: Toff, logg, £ и [Fe/H] и проведен расчет химического состава атмосферы звезды для 17 тугоплавких и летучих элементов. Физические параметры HD 210681 указывают на то, что звезда находится на фазе субгиганта. Звезда HD 210681 имеет наибольший возраст из всех исследуемых звёзд с дебрис-дисками: t = 10.08 ± 0.85. Все исследованные элементы в атмосфере HD 210681 кроме Al имеют содержание выше солнечного.

Спектральные наблюдения HD 210681 и их обработка представлены в разделе 6.1, а в разделе 6.2 детально описана процедура определения физических параметров звезды. Положение HD 210681 на диаграмме Герцшпрунга-Рессела существенно отличается от положений других программных звезд с дебрис-дисками. Сделан вывод, что эта звезда является наиболее проэволюционировавшей из всех программных звезд и находится на фазе субгиганта.

В разделе 6.3 описан анализ химического состава HD 210681. Для определения содержаний элементов, а также скорости вращения К sin г использовался метод синтетических спектров. Наилучшее согласие между наблюдаемым и теоретическим спектрами достигается при V sin г = 3 км/'с. Было определено относительное содержание тугоплавких и летучих элементов в фотосфере звезды. Зависимость относительного содержания элементов от температур конденсации показана на Рис. 3. Обнаружено значимое увеличение избытков содержания элементов в атмосфере HD 210681 с ростом температуры конденсации элементов Тс.

В разделе 6.4 даны выводы к Главе 6.

В Заключении (Глава 7) сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

В приложении А представлены физические параметры звезд с планетами и дебрис-дискам и, а также даны содержания элементов в их атмосферах.

Лучевые скорости ВаО-звёзд, полученные по различным линиям в их спектрах, даны в приложении В. В этом же приложении табулированы ошибки содержаний элементов в атмосферах этих звезд, обусловленные неточностью принятых значений фундаментальных параметров звезд.

Г—I-Г—1-1-

Т-1-1-1-г

Н0210681; [Ре/Н]=+0.15

Эс1 "

К

х

0.5

0

500

1000

1500

Тс(К)

Рис. 3. Относительное содержание [Х/Н] летучих и тугоплавких элементов в зависимости от их температуры конденсации Тс в атмосфере звезды НБ 210681.

В приложении С даны атомные данные для линий в спектрах умеренных бариевых звезд и приведены эквивалентные ширины линий в спектрах.

На защиту выносятся следующие основные результаты:

1. Результаты спектроскопических исследований пяти пекулярных звезд

(СБ-65°2893, НО 22229, НО 60812, НО 56523 и НО 31341) и вывод о том,

что эти объекты являются умеренными бариевыми звездами.

2. Результаты определения фундаментальных параметров и содержания химических элементов в атмосферах 15 звезд с экзоплаистами, дебрис-дисками и гибридных систем, имеющих как планетные системы, так и дебрис-диски.

3. Вывод о повышенных содержаниях тугоплавких элементов по сравнению с солнечными для звезд с дебрис-дисками и гибридных систем, имеющих металличность [Ре/Н] > 0.

Публикации по теме диссертации:

Материалы диссертации опубликованы в восьми печатных работах:

1. Рохас М.М., Бариевые звёзды, Труды 39-ой Международной студенческой научной конференции "Физика Космоса", стр. 146 (2010);

2. Rojns М., Drake N.A., Pcreira С.В., Physical"parameters and Chemical compositions of a group a mild Barium stars, .JENAM 2011, European Week of Astronomy and Space Science, Book of Abstract,, p. 81 (2011);

3. Рохас. M., Драке H.A., Перейра К.Б., Холтыгин А.Ф., Физические параметры и химический состав группы умеренных Бариевых звёзд, Астрофизика, 56, 69-79 (2013); _

4. Rojas М.М., Drake N.A., Chavero С., Pereira С.В., Kholtygin A.F., Abundance pattern analysis of planet-hosting and debris-disk stars, Tenth Pacific Rim Conference on Stellar Astrophysics, Abstract, Book, p. 34 (2013);

5. Рохас M., Драке H.A., Чаверо К., Перейра К.Б., Холтыгин А.Ф., Соловьев Д.И., Анализ химического состава атмосфер звёзд с дебрис-дисками и планетными системами, Астрофизика, 56, 503-515 (2013)

6. Rojas М.М., Drake N.A., Chavero С., Pereira С.В., Kholtygin A.F., Cahu-asqui ,J.A., Abundances for planet-hosting and debris-disk stars Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars, Abstract Book, p. 37 (2013);

7. Rojas Garcia M.M., N.A. Drake, C. Chavero С, C.B. Pereira, A.F. Kholtygin, J.A. Cahuasqui, Fundamental parameters and abundance patterns of a sample of debris-disks and planet-hosting stars, EWASS 2013, European Week of Astronomy and Space Science, Abstract Book, p. 120 (2013);

8. Рохас. M.M., Драке H.A., Чаверо К., Перейра К.Б., Холтыгин А.Ф., Соловьев Д.И., Анализ химического состава атмосфер звёзд с дебрис-дисками и планетными системами, Астрофизика, Всероссийская астрономическая конференция Многоликая Вселенная, Тезисы докладов, стр. 225 (2013).

Личный вклад автора:

В статьях 1, 3, 5, 6, 8 автору принадлежат определение фундаментальных параметров программных звезд и содержаний элементов в их атмосферах и, частично, выяснение их эволюционного статуса.

В статьях 2, 4 и 7 автору принадлежат определение параметров звезд и анализ полученных результатов совместно с другими соавторами.

Список литературы

[1] Bond J.C., Lauretta D.S., Tinney C.G., et ai, Astrophys. J., 682, 1234 (2008).

[2] Chen Y.Q., Zhao G., Astrophys. J., 131, 1816 (2006).

[3] Ecuvillon A., Israelian G., Santos N. C., et ai, Astron. Astrophys., 445, 663 (2006).

[4] Golirnowski D.A., Ardila D.R., Krist J.E., et at., Astron. J., 131, 3109 (2006).

[5] Gonzalez G., Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 38G, 928 (2008).

[6] Gonzalez G., Laws C., Astron. J., 119, 390 (2008).

[7] Israelian G., Delgado M.E., Santos N.C., et al, Nature, 402, 189 (2009).

[8] Melendez J., Ramirez I., Casagrande L., et al., Astrophys. and Space Science, 328, 193 (2010).

[9] Robinson S.E., Laughlin G., Bodenheimer P., et al., Astrophys. J., 643, 484 (2006).

Подписано к печати 08.11.13. Формат 60x84 'Лб. Бумага офсетная. Гарнитура Тайме. Печать цифровая. Печ. л. 1,00. Тираж 100 экз. Заказ 5919.

Отпечатано в Отделе оперативной полиграфии химического факультета СГ16ГУ 198504, Санкт-Петербург, Старый Петергоф, Университетский пр., 26 Тел.: (812) 428-4043, 428-6919

Санкт-Петербургский государственный университет

На правах рукописи

Рохас Гарсия Маделайне Митчел

0420145401 4

АНОМАЛИИ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА ЗВЕЗД ПРОМЕЖУТОЧНЫХ И МАЛЫХ

МАСС

Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физ.-мат. паук, профессор А.Ф.Холтыгин

САНКТ-ПЕТЕРБУРГ - 2013

Оглавление

1 Введение 5

1.1 Характеристика объектов исследования ....................................5

1.1.1 Химически-пекулярные звёзды........................................5

1.1.2 Бариевые звёзды........................................................11

1.1.3 Звёзды с планетными системами ....................................18

1.1.4 Гипотезы о металличности............................................21

1.1.5 Звёзды с дебрис-дисками..............................................27

1.2 Общая характеристика работы................................................28

1.2.1 Актуальность работы..................................................28

1.2.2 Цели диссертационной работы........................................30

1.2.3 Научная новизна........................................................31

1.2.4 Научная и практическая значимость работы........................31

1.2.5 Апробация результатов................................................31

1.2.6 Результаты, выносимые на защиту..................................32

1.2.7 Публикации по теме диссертации....................................33

1.2.8 Структура и объем диссертации......................................34

2 Методика определения фундаментальных параметров и химического состава программных звёзд 37

2.1 Наблюдения и обработка спектров............................................38

2.2 Модели атмосфер и атомные данные........................................40

2.3 Определение эквивалентной ширины линий с помощью программы ARES 41

2.4 Определение фундаментальных параметров................................44

2.5 Определение химического состава............................................45

2.6 Оценки погрешностей..........................................................47

2.7 Определение скоростей вращения и лучевых скоростей....................49

2.8 Синтетические спектры........................................................50

3 Фундаментальные параметры и химический состав группы умеренных Бариевых звёзд 53

3.1 Обработка спектров ВаО-звёзд................................................54

3.2 Определение фундаментальных параметров................................54

3.3 Анализ содержаний элементов s-процесса ..................................57

3.4 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров модели звездной атмосферы..................................................60

3.5 Линия Ban А 6141.713 Â......................................................62

3.6 Выводы к главе 3 ..............................................................64

4 Анализ химического состава звезд с планетными системами и с дебрис-

дисками 67

4.1 Характеристики звезд с дебрис-дисками....................................67

4.2 Металличность у звезд с планетными системами..........................68

4.3 Определение фундаментальных параметров программных звезд .... 72

4.4 Определение содержания элементов..........................................75

4.5 Анализ содержания тугоплавких и летучих элементов....................77

4.6 Выводы к главе 4 ..............................................................81

5 Эволюционный статус программных звезд малых и промежуточных масс с аномалиями химического состава 83

5.1 Байесовский метод определения звездных параметров....................83

5.2 Определение физических параметров........................................86

5.3 Положение Ва 0-звёзд на диаграмме Герцшпрупга-Рессела................87

5.4 Звезды с дебрис дисками и планетными системами........................88

5.5 Выводы к главе 5 ..............................................................89

6 Результаты спектроскопического анализа звезды HD 210681 91

6.1 Наблюдения и обработка......................................................91

6.2 Определение физических параметров........................................92

6.3 Анализ химического состава..................................................96

6.4 Выводы к главе 6 ..............................................................98

7 Заключение 101

7.1 Бариевые звезды................................101

7.2 Звезды с дебрис-дисками и планетными системами............103

7.3 Благодарности автора.............................104

Литература 105

А Параметры звезд с планетами и дебрис-дисками 109

А.1 Параметры звезды HD10700 ......................... 109

А.2 Параметры звезды HD1581..........................110

А.З Параметры звезды HD17925 ......................... 111

A.4 Содержания элементов в звездах с планетными системами и с дебрис-дисками .....................................111

В Параметры ВаО звезд 113

B.1 Лучевые скорости бариевых звезд......................113

B.2 Ошибки, обусловленные неточностью принятых значений параметров .... 115

С Атомные данные и эквивалентные ширины 117

Приложение В 117

C.1 Атомные данные для линий Fel и Fell и их эквивалентные ширины в спектрах умеренных бариевых звезд.....................117

С.2 Атомные данные для линий различных элементов для Ва0-звёзд . . . . 119

Глава 1 Введение

1.1 Характеристика объектов исследования 1.1.1 Химически-пекулярные звёзды

Определение химической пекулярности

К пекулярным звёздам относят звёзды, спектры которых не укладываются в температурную последовательность. Звёзды нижней части главной последовательности имеют различный химический состав, так как их химический состав зависит от их возраста. Звёзды верхней части главной последовательности мало отличаются по химическому составу. Термин "Химические пекулярные звёзды" (CP - chemically peculiar) возник в 30-е годы XX столетия применительно к особой группе звёзд с аномальными спектрами, расположенных на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла в верхней части главной последовательности (ГП), которые сильно отличаются от обычных звёзд того же спектрального класса. Доля CP звёзд составляет 10 - 15% от звёзд средней части главной последовательности. Для них характерны следующие общие свойства:

у/ различные особенности химического состава, что проявляется в усилении или ослаблении спектральных линий некоторых элементов;

л/ значительное ослабление линий Не у большинства CP звёзд. Только в сректрах самых горячих звёзд этого класса линии Не усилены по сравнению с теми же линиями в спектрах нормальных звёзд;

у/ наличие магнитных полей у большинства из них;

у/ медленное вращение.

История классификации СР-звёзд

Обнаружение химически пекулярных звёзд было связано со спектральной классификацией звёзд, сделанной сотрудниками Гарвардской обсерватории под руководством Пикеринга.

Э. Пикеринг считал, что первым шагом в науке должен быть сбор данных наблюдений. Поэтому в 1886 году он добился основания специального фонда, который финансировала вдова Генри Дрэпера. По замыслу Э. Пикеринга, фонд памяти Генри Дрэпера должен был поддержать долгосрочный проект по получению спектров возможно большего числа звёзд, а затем провести классификации этих звёзд в соответствии с их спектрами. Это было довольно сложное предприятие, поскольку фотографические наблюдения в ту пору были весьма трудоемкими, а принципы спектральной классификации звёзд ещё не были проработаны ни теоретически, ни практически.

Для проведения столь сложных работ с 1888 года в Гарвардской обсерватории начала работать Антония Мори, в группе, занимающейся составленном каталога Генри Дрэпера.

Мори усовершенствовала систему спектральной классификации. Она обращала внимание не только на наличие или отсутствие опорных линий в спектре, выбранных для классификации, но также учитывала их ширину и резкость. Именно она впервые ввела в систему классификации звёзд второй параметр — индексы а, Ь, с для звёзд с диффузными, нормальными и резкими линиями. Это усложняло систему, делало ее громоздкой. Не получив одобрения Пикеринга, эта система долгое время оставалась невостребованной. Однако Мори составила каталог для 681 яркой звезды северного неба с такой классификацией (1897 г.), и, как позже оказалось, пе зря. В 1905 году датский астроном Эйнар Герцшпрунг на основе системы Мори построил зависимость, которую мы теперь называем диаграммой Герцшпрунга-Рассела и которая является краеугольным камнем всей современной звёздной астрофизики. Благодоря ее исследованиям сегодня мы знаем, что атмосферы СР звёзд действительно имеют очень необычный химический состав.

Классификация СР-звёзд

Ниже перечислены типы химически пекулярных звезд и отмечены их основные особенности. В Табл. 1.1 показаны самые важные характеристики спектров каждой группы [104], спектральные классы, а также

интервалы эффективных температур. Часто в литературе также можно найти термин СР1, СР2, СРЗ, СР4 - эти обозначения были даны группе Престоном (Preston) в 1976 году, но как видно в Табл. 1.1 (вторая колонка) они не добавили в свою классификацию звезды типа ЛВоо и Herich. Работа по классификации химически пекулярных звёзд, до сих пор проводится так, как предполагается что существуют другие типы звёзд, которые могут войти в эту классификацию, например: Ball-звёзды, звезды с планетными системами и другие (которые в дальнейшем обсудим в этой работе). На Рис. 1.1 ноказаны для каждой группы CP-звёзд соответствующие интервалы температур и интервалы спектральных классов1. На Рис. 1.2 показано положение всех групп CP-звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела.

Таблица 1.1. Классификация CP-звёзд по работе Smith 1996 г.

Название Preston критерии классификации спектр. интервал

группы 1976 класс Т(К)

ЛВоо слабая линия MgnÀ4481À и линии металлов A0-F0 7500-10000

Am—Fm CP1 слабая линия Сап (К-линия), сильные линии металлов A0-F4 7000-10000

Ap-Bp CP2 сильные линии Sr, Cr, Si, Eu B6-F4 7000—16000

HgMn CP3 сильные линии HgII, Mnll В6-А0 10500-16000

He-weak CP4 слабые линии Не I В2-В8 14000-20000

He-rich сильные линии Не I В2-В8 20000-25000

• ЛВоо:

Первый спектр был зарегистрирован в 1947 г. [79], известно ~ 50 звезд типа ЛВоо [49].

yj Слабая линия Mgl^4481 А в спектре.

yj Ослабленные линии металлов.

л/ К линия Call такая же, как у звёзд АО.

у/ Водородные линии такие же, как у звёзд АО - F0.

у/ У этих звёзд не обнаружено магнитного поля [98].

• Am-Fm звёзды:

Линии металлов классифицированы в 1940 [111].

1http://www. google. ni/url?sa=t&rct=j&:q=&esrc=s&source=web&cd=l&ca(l=rja&ved=:OCCcQFj А А& url=http%3A%2F%2F\vww.astro.iiidiana.edu%2F classweb%2Fa540%2Fnotes%2FLamenti_CP.ppt&ei =VbF0UvbBNcinN4ASNm4AY&usg=AFQjCNFlBrXJ8zlsBnQ52g2m3JQTW_iM22w&sig2=eWsh-WBJ9cPfuX6LuLq88A&bvin=-bv.55819444,d.bGE

Temperature (К)

25 ООО 10 ООО 6000

• St*«?"**

Оме«

Ml л

Htft* Dm ft

A F G Spectral Class

ABoo

10«

I"

£ < «

Temperature (K)

_ 25 MO 10 MO 6,000 ____30CQ_

Super^Jrti

•J

Gwnti

M nStQJtntl

MiltDn •

О В A F G К Spectral aass

Am-Fm

•id'

w* -10 4

Temperature (Ю

25.000 11X000 6 ООО 3000

г

I 0

I о

л "

о

S

SupwywU 1С*

•> * Cants 1

HsftScquenc«

WMtel •vis

0 в A G К M

Spectral Oass

Bp-Ap

I «

s .

s JS < ,

Temperature (K)

25 ООО lOiXW fLQOO

A F G * Spectral Class

HgMn

a' i $

Sant* С

J £

** 3

iff1

if4

-t-

•8 -s 2

"c «

S ч

г

S

< >n

Temperature {K} 2sa» leooo eooo

л

Temperature (K) 25.000 IfttjOO_6.C00 3 000

A f G ~ К Spectral Oass

He-weak

S 0 £

V

5 '5

О £

A F G Spectral Oass

He-rich

Рис. 1 1 Классификация СР по температурам и спектральным классам звезд [?] Вертикальными линиями выделены области эффективных температур для рассматриваемых химически пекулярных звезд

у/ Слабая линия К Call.

у/ Сильные линии металлов.

у/ Медленное вращение.

у/ В этой группе много двойных звёзд.

у/ Магнитное поле не найдено [98].

у/ Наиболее известной Аш звездой является Сириус.

• Ар-Вр звёзды:

у/ Существует несколько спектроскопических подтипов Ар-Вр звёзд: SiCrEu, SrCrEu, Si, Sr.

у/ Характерно сильное магнитное поле [98].

у/ Медленное вращение.

а/ Выделена группа быстро осциллирующих рАр звезд с малыми амплитудами пульсаций.

• НдМп звёзды:

у/ 1906: найдены слабые линии Л 3944 А, Л 3984 А, Л 4137 А, Л 4206 А и Л 4282 А [65].

у/ 1914: Вахепс1а11 [15] нашел, что линия Л 3984 А принадлежит Мп. л/ 1961: В1с1е1тап показал, что линия Л 3984 А является линиеи

yj Типично медленное вращение. yj Магнитные поля не обнаружены [98].

• He-weak звёзды:

у/ Первая Не-weak звезда 3 Сеп А была обнаружена Bidelman в 1960 году.

л/ Существуют 3 подкласса Не-weak звёзд: P-Ga, Sr-Ti и Si (Фосфорно-Галлиевые, Стронциево-Титановые и Кремниевые)

• He-rich звёзды:

у/ В 1958 году была обнаружена первая He-rich звезда a Ori Е [50].

Hgn.

4.4

43 ^г 41 <0 39 as

10« тм (к)

РиС. 1.2. Положение CP звезд на диаграмме HR по работе [104]

Физические характеристики СР-звёзд

В работе [104] показано (как видно из Рис. 1.3), что CP звёзды имеют спектральные классы от В2 до F3, т.е. интервал эффективных температур достаточно велик (от 7500 до 20000 К).

• Am-Fm звёзды — относительно холодные и менее массивные звёзды, расположенные в интервале спектральных классов F5—АО.

• HgMn звёзды — более горячие и массивные, называемые ртутно-марганцевые звёзды, т.к. для их спектров характерно большое число линий Мп и часто в спектре присутствует линия, идентифицируемая с линией Hg II Л 3984 А. Эти звёзды располагаются в области спектральных классов АО—В8.

• Ар-Вр звёзды — обширная группа звезд, во многом отличается от двух предыдущих групп. Эти звёзды носят название магнитные Ар звёзды. Встречаются практически во всем интервале спектральных классов CP-звёзд от F3 до В6.

• He-rich звёзды — несколько звёзд обладающих свойствами магнитных Ар звёзд, имеют спектральные классы вплоть до В1 и называются гелиевыми звёздами. В их атмосферах отношение Не/Н достигает 70%.

NBlKUMBSNrMilUilitUMMMitiaMnnRnr« sptctrel type

РиС. 1.3. Распределение CP звезд по температуре и спектральным классам согласно [104]

Содержание химических элементов

• Как показано на Рис. 1.4, в Ат-Ет звёздах максимальное превышение содержания химических элементов по отношению к солнечному составляет 102. В атмосферах этих звёзд имеется дефицит кальция, скандия и избыток бария и других элементов.

• В атмосферах Ар-Вр звёзд содержания некоторых элементов превышают солнечные в 106 раз. Основная группа элементов с повышенным содержанием: хром, стронций, европий. На спектрограммах с достаточно большой дисперсией могут быть видны линии осмия. Содержание редкоземельных элементов велико.

• Особенностью атмосфер ртутно-маргаицевых звёзд является большой избыток Мп. Другие элементы группы железа в этих звёздах бывают как в избытке, так и в дефиците. Содержание редкоземельных элементов незначительно. Линии Не в спектрах этих звёзд сильно ослаблены.

Могут быть две основные причины наблюдаемых химических аномалий в составе звёзд:

Звёзды могли сформироваться из межзвёздного вещества, имевшего нестандартный химический состав. В основном это звёзды старого населения, сформировавшиеся, когда вещество Вселенной содержало очень мало химических элементов тяжелее гелия. В Галактике такие звёзды принадлежат к населению гало. Содержание железа в 10 — 103 раз меньше солнечного. Согласно оценкам, возраст этих звёзд более Ю10 лет, что соответствует стадии, когда ещё не сформировалась плоская составляющая и спиральные рукава Галактики.

Аномальный химсостав звезд может быть следствием выноса продуктов термоядерных реакций на поверхность звезды (например, в углеродных звёздах) и перетекания вещества на не проэволюционировавший компаньон (например, в бариевых звездах). Как правило, такие аномалии наблюдаются у маломассивных холодных звёзд.

1.1.2 Бариевые звёзды

Большинство звёзд гигантов поздних спектральных классов имеют нормальный химический состав, то есть близкий к солнечному. Однако

V

з

Рис. 1.4. Содержание химических элементов в атмосферах CP звезд по работе [104]

в их спектрах иногда наблюдаются химические аномалии. К таким звёздам относятся так называемые бариевые звёзды (или Ball-звёзды, см., например, [5]).

Согласно теории звёздной 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 звёздной атмосферы, что приводит к изменению её химического состава [55].

Обнаружение Ва и-звёзд Впервые бариевые звёзды были выделены в отдельную группу в середине прошлого века [19] при разработке двумерной спектральной классификации. Были найдены пять звёзд G-K гигантов, в спектрах которых резонансная линия Ball Л4554А имела аномально высокую интенсивность по сравнению с другими звёздами того же спектрального класса. Кроме того в спектрах этих звёзд было найдено усиление линий Sr II (Л4077 А и Л4215 А), а также молекулярных полос СН (G-полоса Л4300-4312 A), CN (Л4215 А) и С2 (Л5165 А), что характерно для углеродных звёзд, принадлежащих к асимптотической ветви гигантов, а не для G-K гигантов.

Поскольку подобные аномалии наблюдаются в спектрах сверхгигантов, а водородные линии в их спектрах соответствуют гигантам, авторы

заключили, что данная группа звёзд не может быть отнесена к нормальным звёздам гигантам, и выделили их в отдельную группу (Ва Ii-звёзд или просто бариевых звёзд).

Химические аномалии Ва Ii-звёзд Количественный анализ спектров бариевых звёзд важен для понимания звёздной эволюции, поскольку может отражать синтез элементов в недрах звёзд в различные её фазы. Первые спектральные наблюдения Ball-звёзд с высокой дисперсией дали интересные сведения о содержаниях в их атмосферах различных химических элементов. Дальнейшие исследования содержаний химических элементов в атмосферах Ва Ii-звёзд позволили уточнить величины аномалий, характерные для этих объектов, а также проанализировать причины их происхождения.

В ВаII-звёздах усилены линии тяжелых элементов [38], таких как Lall, Yll, ZrII, NdII, PrII, SmH, Cell, Pbll и Ball (как показано на Рис. 1.5 из работы [83]). Такие аномалии характерны для звёзд, находящихся на стадии асимптотической ветви гигантов (АВГ).

2

1

I—г

щ

Ь,

£

О

2

^ 1

ш

Рч £

О -1

О 10 ЙО 30 40 50 60 70 60 90