Атмосферы "металлических" звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

РГ6 ОД На правах рукописи

2 1 СЕН УДК 524.3.85

САВАНОВ ИГОРЬ СПАРТАКОВИЧ

АТМОСФЕРЫ «МЕТАЛЛИЧЕСКИХ» ЗВЕЗД: ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ

Специальность: — 01.03.02 — астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт-Петербург 1998

Работа выполнена в Крымской Астрофизической Обсерватории. Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук

и. м. копылов

доктор физико-математических наук Н. А. САХИБУЛЛИН доктор физико-математических наук Н. Н. ЧУГАЙ

Ведущая организация: Специальная Астрофизическая

обсерватория РАН.

Защита состоится » «у*-*/_2998 г. на засе-

дании Диссертационного Совета Д 063.57.39 по защите диссертаций на соискание ученой степени доктора наук в Санкт-Петербургском .государственном университете по адресу:

199034, г. Санкт-Петербург, Университетская набере>щая, д- 7/9, геологический факультет, ауд. 88. Начало в «_

_».

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке СПбГУ 199034, г. Санкт-Петербург, Университетская набережная, д- 7/9,

Автореферат разослан «.

_1998 г.

Ученый секретарь

Диссертационного Совета Д 063.57.39 доктор физико-математических наук

И. В. Петровская

САНКТ-ПЕТЕРБУРГСКИП ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ

На правах рукописи УДК 524-3.85

САВАНОВ Игорь Спартакович

АТМОСФЕРЫ "МЕТАЛЛИЧЕСКИХ" ЗВЕЗД: ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ

Специальность: 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Санкт-Петербург - 1998

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ Актуальность проблемы. Диссертационная работа посвящена од-й ич актуальных проблем современной астрофичики - исследованию держания химических -элементов на чвечлах. О в;1ЖНости этой нробле-

I свидетельствует тот ф;1кт. что она тесным обрачом свячана с такими ндаментальнымн вопросами, как происхождение химических элемен-в,эволюция чве»д. и • галактик. Еще три - четыре десятилетня начад ши знания'В этой области исследования были не столь глубоки, (нательный прогресс прончошел в последние 20 - 30 лег, благодаря полепим высококачественного наблюдательного' Материала (вследствие именения твердотельных приемников излучения и новых больших те-скопов) и широкому распространению вычислительной техники и со-ршениых вычислительных методов. К настоящему времени идет иро-[•с получения обширной информации о фичических параметрах и хи-ческом составе большого числа звезд. качественно отличающейся от

II и11<|юрмашш. которую удавалось получать ранее. При этом были [цсстнснно .уточнены Или !К'ресмот]нч1Ы представления о химическом :таве некоторых типов чвечд. >

Выполненная работа посвящена результатам наблюдательного ис-рдования атмосфер "металлических"1 (Ага-) звечд- одной ич групп мнчески-некулярных (СР-) звечд верхней части главной последова-и.ности. Общим свойством СР-чвечд яачяется то, что в их спектрах имально либо усилены; -либо ослаблены линии атомов и ионов мно-« химических'элементов. В то же время основные индикаторы фи-геских условий в1 атмосферах СР-звезд соответствуют нормальным ■чдам таких жеспектральных классов. Это обстоятельство привело гому, что стали возможными оценки химического состава СР-чвечд с юльзованием хорошо известных методов, разработанных для иссле-зания атмосфер нормальных звезд. Вследствие тою, что интервал фективных температур). занимаемый СР-звездами. достаточно велик т 7000 К до 20000 К их спектры значи тельно различаются по виду и интенсивности присутствующих в спектрах линий. Однако раздел е? СР-чвечд на группы принято проводить не по виду спектра, который жет определяться температурой звезды, а по физическим свойствам ю особенностям химического состава их атмосфер.

"Металлические" (Am-звезды, СН - но классификации Престол 1974) заезды принято относить к нерпой группе химически-пекулярт звезд twpxneü части главной последовательности.

Вторую группу составляют более горячие и массивные ртутно-марп: цевые звезды (MnHg-звезДЫ. СРЗ). Для их спектра характерно .бол ми число линий Mn 1!, в нем часто присутствует линия, отождествляема* линией Hg II А 3984 .4. Эти звезды располагаются i» области спектрал ных классов АО - D8, соответствующей эффективным температурам 11)000 К до 14000 К.

Третья более обширная группа во многом отличается от первых да; но свойст нам и включает и себя магнитные звезды (Ар-звезды. С Pi '^ш »вены встречаются практически во всем интернате снектр;>лы11 классов от F0 до ВО. Наибо.!«^ характерными для химического сост ва атмосфер этих звезд являются большие избытки содержаний Si. С Sr. Ей. а также ряда редкоземельных элементов. К числу общенр знаниых свойств Ар-звезд следует отнести ~ изменения интенсивност* и профилей линий в их спектрах с периодами порядка нескольких с ток (а также недавно открытыми более короткими периодами от 4 до минут группа холодных пульсирующих гоАр-знезд). периодические и менения блеска и цвета Ар-звезд, присутствие на поверхности Ар-зве магнитных полей, достигающих десятков тысяч Гаусс.

Четвертая группа химически-пекулярных звезд включает в себя 3Bt ды с аномальным содержанием гелия (Не weak звезды. СР4). Час звезд этой группы тесным образом связана с СРЗ-звсздами, они имею! своих спектрах сильные линии Р II, Ga II и Y II. другая часть СР4-зве~ возможно, близка по свойствам к СР2-звездам с сильными линиями Si и имеющими на поверхности магнитные ноля. СР4-звезды относятся числу горячих химически-пекулярных звезд, их эффективные темиер ту1>ы составляют от 13000 К до 18000 К.

Наконец, завершая обзор основных групп химически-пекулярных зв верхней част главной последовательности, следует упомянуть груп звезд с дефицитом металлов - звезды тина А Boo, звезды типа é D звезды ранних спектральных классов В с повышенным содержанием i лия. Основные свойсга химически-пекулярных звезд перечисленных в

не типов можно найти в публикациях совещаний и коллоквиумов MAC, ключая "Physics of Ap-stars", Венд, 1975 год, "Upper Maiu Sequence »tare with Anomalous Abundances", Крым, 1986 год, "Peculiarversus v'onnal Phenomena iti A-Type and Related Stars". Триест, 1993 год, "Model Uinospheres and Spectrum- Synthesis", Вена, 1995 год и др.

Согласно классическому определению, "металлические" звезды является объектами, в спектрах коюрых наблюдается более слабая К линия II. чем ожидается по металлическим линиям (Тнтус и Морган. 1940). Сонти (1970) уточнил определение группы Аш-звезд: "Явление "мегал-шчности" присутствует в звездах с относительным недостатком каль-шя (и/или скандия) и/или относительным избытком злементов группы железа и тяжелее".

Кратко перечислим основные свойства, присущие Ат-звездам.

1. Ат-звезды встречаются-сред» звезд с чффективными температурами от 7200 К до 1()200 К.

2. Средняя проекция скорости вращения для Aiil-звезд много ниже, |ем для нормальных звезд" спек-трального класса А. Согласно исследо-изнпю Буркхарт (1979). величина средней проекции скорости вращения везды на луч зрения равна 33 км/с для Am-звезд и 141 км/с для нор-1я.шт\ А звезд.

3. Двойственность широко распространена среди Am-звезд (Абт, 961).

4. На поверхности Am-звезд, сог ласно поляриметрическим измерением Борра и Лаидстрнта (1980). должны отсутствовать магнитные ноля.

5. Нет оснований считать, что явление мета(личности связано с зво-1К>шюнным статусом Аш-звезд. Согласно данным о 49 Atu-зпездах р 14 ткрытых скоплениях (Абт, 197!>) "металлические" звезды встречаются

очень молодых скоплениях, имеющих возраст t < 10'1 лет. Частота стречаемости Am-звезд в скоплениях не зависит от воз{>аста скопле-;ий. Доля Am-звезд среди звезд скоплений и cjk'.iii звезд ноля примерно динакова.

6. Отсутствует фотометрическая переменность Am-звезд в различ-[ых фотометрических системах.

7. Отсутствуют указания на неоднородное распределение элемент« по поверхности у Аш-звезд.

8. Аномальные интенсивности линий в спектрах Аш-звезд соогве

ствуют реальным аномалиям содержаний в атмосферах этих звезд.

* .

Перечисленные выше свойства указывали, что при изучении атм сфер "металлических" звезд нет необходимости учитывать налич! сильных магнитных нолей, значительной "пятнистости" поверхности переменности спектров и блеска. Процесс -исследования при этом суш ственно упрощается. и для анализа Аш-звезд вполне может быть пр менен традиционный метод моделей атмосфер.

Целью работы янляек-я анализ физических условиИ-и химическ* ni rociaiia "'металлических" звезд, основанный на однородном наблюд тельном материале, полученном диссертантом. и выполненный методо .-моделей атмосфер. Основу работы (-оставляют высокодисперсионнь спектральные наблюдения, полученные автором первоначально на ф< тографнческих пластинках, а с 1985 года с применением ПЗС-каме] В программу наблюдений было включено свыше 40 звезд спектрально! класса А, в том числе звезды поля и принадлежащие скоплениям, a xai же спсктрофотометрический стандарт a Lyr. В ряде случаев для анал! за привлекались результаты измерений эквивалентных ширин линий спектрах Аш-звезд. опубликованные в литературе.- Общий объем мабли дательного материала, используемого в диссертационной работе, corn вляет около GO фотографических спектрограмм для 8 звезд и более 50 ПЗС-спек грограмм для четырех десятков "металлических" звезд. Оди из важных этапов исследования состоял в тщательном выборе нарам( тров моделей атмосфер исследуемых звезд. Большое внимание был уделено точности определения содержаний элементов. Автором работ! проведен тщательный отбор и редукция величин сил осцилляторов. Нг личие однородных данных о химическом составе атмосфер Am-звезд пс зволяет установить особенности аномалий содержаний элементов, при сущие этой группе, звезд, и провести. сопоставление с предсказаниям гипотез, объясняющих эти аномалии.

Новизна полученных результатов выражается в следующем:

1. Получены новые спектральные наблюдательные данные для 4

металлических" звезд и звезд спектрального класса А. "2. Метолом синтетических спектров с использованием моделей атмо-|>ер выполнен анализ химического состава четырех десятков звезд с »личиной проекции скорости вращения на .туч зрения от 8 до 110 км/с.

3. Выполнено однородное определение содержаний легких -элементов П. N и О) в атмосферах '2 3 десятков "металлических" звезд и звезд юктрального класса А.

4. На основе однородною. наблюдательного материала и рсчу.тьта->В однородного анализа 'химического состава исследуемых звезд про-•дено нч\'Ч1Ч1ие закономерностей в аномалиях содержаний -элементов, чанов.тонне корреляций между содержаниями- 3.ТеменTOB log f(E/) и ежду lo¡>'.-(£7| и основными параметрами атмосфер звезд (температу->¡1. свешмостью. вращением, массой и др.). Проведено сопоставление .»лученных результант с предскачаннями теории диффузии.

•J. Проведено, моделирование исследования химическою состава чвеч-|>Г с пятном на поверхности И сопоставление с речульгатами анализа :> методике, не учитывающий фактор пяпшстости. Один ич важных 'чулылтов моделирования состоит в том. что для описания наблюда-лых особенностей аномалий содержаний члементон в атмосферах Аш-1ечд одних лишь температурных неоднородное!ей поверхности звезды называется недостаточно.-

G. Выполнено исследование содержаний члементон в атмосферах 1мически-иекулярных звезд н нормальных звезд спектрального класса . принадлежащих звездным скоплениям Плеяды и Волосы Вероники.

7. Методом Стенфло - Лиидегрена проведена диагностика наличия агнитного поля сложной структуры на поверхности классической "ме-итлнческой" звезды 15 \'ul. Обнаружение существования магнитных >лей на поверхности ряда "металлических" звезд требует углубленио-I исследования традиционного деления химически-пекулярных звезд •рхней части Главной Последовательности на "магнитные" и "немаг-ггные".

8. Проведено исследование стратификации содержания хрома в атмо-|>ерах ряда химически-пекулярных (Ara- и Ар-) звезд. Для всех иссле-

дованных Am-звезд заподозрено одинаковое увеличение концентраци Сг в верхних слоях; для Ар-звезды о2 CVn признаков заметной стре тификации Сг не-обнаружено, а для ряда Ар-звезд найдено увеличени содержания Сг с глубиной.

Научно - практическая ценность настоящей работы заключав! ся в исследовании атмосфер "металлических" звезд методом моделе. атмосфер, который позволил получить данные об эффективных тем нературах, ускорениях силы тяжести, микротурбулентных скоростя> а также химическом составе атмосфер изучаемых звезд. Получении данные о параметрах атмосфер Atn-звезд и их химическом составе 6у дут тчюльзотшы другими исследователями при сопоставлении с ре зультатами исследований звезд других типов химической пекулярно стн. Накоплен обширный спектральный наблюдательный материал ( том числе ПЗС-спектрограммы с высоким отношением сигнала к шуму) который может быть в дальнейшем использован другими иссдедовате ля.ми. Методики, разработанные для проведения анализа корреляции! между содержаниями элементов в атмосферах "металических" звезд i между величинами log ,<г. и основными параметрами этих звезд, могу быть использованы при исследовании звезд других типов химическо! некулярности. Результаты анализа стратификации содержания хром; в атмосферах Am-звезд позволяют провести сравнение с аналогичным! результатами исследований для Ар-звезд.

На защиту выносятся следующие основные положения:

1. Результаты определения параметров атмосфер и химического со става атмосфер 45 Аш-звезд и их интерпретация: выводы о характерны: особенностях химического состава атмосфер исследуемых звезд.

2. Результаты определений содержаний ряда элементов в атмосфера: "металлических" и нормальных звезд с величинами проекции скорост] вращения на луч зрения v sin i от 8 до 130 км/с, выполненные методо! синтетических спектров на основе новых спектральных наблюдений ПЗС-камерой. Найдено, что исследуемые звезды имеют аномалии со держаний элементов, характерные для "металлических" звезд. Сдела: вывод о том, что аномалии содержаний элементов могут встречаться ; звезд с достаточно быстрым вращением (до 130 км/с).

3. Результаты определения параметров атмосфер и анализа химического состава атмосфер десяти звезд спектрального класса А скопления Волосы Вероники и грех звезд, заподозренных в принадлежности к скоплению, а также шести звезд скопления Плеяды.' Найдены спектроскопические свидетельства принадлежности ряда звезд .скопления к "металлическим" звездам. На основе результатов нашего анализа собственных данных и результатов, основанных на анализе эквивалентных ширин линий в спектрах ряда звезд, (но литературным данным), делается вывод о реальности различий величин содержаний элементов в атмосферах химически-пекулярных звезд, принадлежащих одному скоплению. Проведено сопоставление аномалий содержаний элементов звезд скоплений Плеяды и Волосы Вероники.

4. На основе нового однородного наблюдательного материала.сделан швод о пониженном содержания углерода, азота и кислорода ц атмо-ферах Ат-звезд. Сделан вывод о наличии отрицательной корреляции 1ежду содержаниями утих элементов и более тяжелых элементов (в первую очередь - железа).

5. Выводы о наличии корреляции содержаний элементов между собой 1 с параметрами атмосфер "металлических" звезд. Заключение о том, (то большинство результатов установления корреляций свидетельству-т в пользу гипотезы о процессах диффузии для разделения элементов атмосферах Ат-звезд.

6. Результаты диагностики магнитного поля сложной структуры на оверхности металлической звезды 15 \ги1 методом Стенфло - Лннде-рена. По 164 линиям Ге I в диапазоне длин волн от 4300 Л до 6700 А пределена величина поля /Я = 2390 ± 540 Гаусс. Установлено, что ?личина поля ///, найденная по линиям Ге I с низким потенциалом эзбуждения превосходит оценку поля, полученную по линиям с выжим значением \>. По аналогии с солнечной атмосферой, это может (идегельствовать о томч что магнитные области на поверхности 15 \ и! >лоднее окружающей спокойной фотосферы.

7. Результаты моделирования химического состав атмосферы звезды пятном (пониженной температуры и аномального химического соста-1) на поверхности. Установленные в ходе вычислений относительные

т

содержания'элементов покачали согласие с наблюдаемыми у Ат-звезд аномалиями химического состава атмосфер, включая характерную зависимость аномалий содержаний от атомного веса, и особенности аномалий ряда элементов избыток содержания Na. дефицит Са и Se. умеренный избыток содержаний элементов группы железа, избыток содержаний редкоземельных элементов.

8. Вывод о существовании стратификации содержания хрома в атмосферах химически-пекулярных'(Ат- и Ар-) звезд. Для всех исследованных Ат-звезд заподозрено одинаковое увеличение концентрации Ci в верхних слоях: для Ар-звезды о2 CVn признаков заметкой стратификации С'г не обнаружено, а для i СгВ. HR 7575. К) Aql и ~ Eqii найденс увеличение содержания Сг с глубиной. ■ '

9. Результаты определения- эволюционного 'статуса- исследовании) Ат-звезд.

Апробация работы. Основные резу. платы опубликованы в 26 ста чьях, докладывались и обсуждались на заседаниях отдела физики звез; и туманностей и астрофизическом семинаре Крымской астрофизическо! обсерватории; на совещаниях рабочей группы "Физика звездных атмо сфер" в Киеве (1979 год), в CAO (1980 год), в Риге (1981 год), в КрАС (1982 год), в Ду шанбе (1984 год), в Одессе (1986 год), в КрАО (1995 Год) на симпозиуме MAC N 90 в Крыму в 1983 году, на совещании мно гостороннего сотрудничества "Магнитные звезды" в CAO в 1991 году на 5-м Венском совещании "Модели атмосфер н снектр&тьный синтез' (1995 год), симпозиуме MAC N 176 в Вене (1995 год).

Структура и объем работы.

Диссертационная работа состоит из введения, восьми глав, заключе иня и приложения: общий объем .диссертации составляет 414 стран и и Она содержит 231 страницу машинописного текста, 95 рисунков и 5 таблицу. Список литературы включает 325 наименований.

Содержание диссертационной работы.

Во введении обосновывается актуальность исследований, изложен пых в диссертации, отмечается научная новизна результатов, сформ\

лированы основные результаты работы, выносимые на защиту.

* -

Глава I. Определение класса "металлических" звезд.

3 первом параграфе главы I дано определение класса "металличе-х" звезд.

Согласно классическому определению "металлические" звезды явля-■я объектами, у которых в спектре линия К кальция значительно бее, чем можно было'бы .ожидать согласно классификации по лини-металлов. Впервые в отдельный класс "металлические" звезды были телены в статьях Тнтуса и Моргана (1940) и Романа и ,1р.(19481. Ча-всего используется наболее близкое к количественному определение металлическими" называются звезды, у которых спектральная клас-жкацня,-установленная по металлическим линиям в спектре и но ¡ни К кальция, различается более чем на нягь подклассов.

Основываясь на обзоре звезд спектрального класса А по наблюде-[М с высокой дисперсией. Копти (1970) предложил алмерпатннное еделение "металлической" звезды (которым наиболее часто нользу-•я вплоть до настоящего времени):

...Феномен Аш-звезды присутствует в атмосферах звезд, которые ■ют относительные недостатки содержаний кальция (и/или скандия) ли относительные избытки содержаний элементов труппы железа и ее тяжелых •элементов.'".

к) тором параграфе представлено описание результатов исс.тедова-почожения "металлических" звезд на различных фотометрических граммах. Отмечено, что существующие различия в положениях "ме-лических" звезд и нормальных звезд главным образом являются тствнем различного эффекта поглощения спектральными линиями »ровного эффекта). На основе фометрических наблюдений бы.ш ны-нены исследования для поиска новых "металлических" звезд. Пн-г Ш| .может быть использован для того, чтобы на основе повышенио-юкровною эффекта отделить "металлические" звезды от нормальна узкополосная фонометрия в линии К кальция - для того, чтобы ятифицировать звезды с дефицитом кальция. Фотометрические ис-ювания дали указания на то, что существует плавный переход от мальных к пекулярным звездам.

I третьем параграфе представлено описание определений эффектив-

пых температур "металлических" звезд, их снстимостей и положен на диаграмме Герцшпруша - Реесела. Результаты исследований, он бликованные в серии статей Смита (1973, 1974), решили задачу опре; ления температурных границ области, занимаемой "металлическим звездами на диаграмме спектр - светимость. Смит (1973) показал, ч "металлические" звезды могут встречаться среди звезд с температур' or Т-„{, - 7400 К, а наиболее горячие могут иметь температуру в 10200 (о Gem А) и 10150 К (а СМа). Было показано, что ускорения силы т жести па поверхности Аш-звезд и нормальных звезд скопления с тел же эффективными'.температурамиПодобны.

Результаты, определения температурных границ области Ат-зве-тесно связаны с вопросом о генетической связи "металлических" звезд звезд других типов химической пекудярности. Очевидно, что зврлюци хпмическн-нек-улярнььх звезд наиболее наглядно можно проследить t основе исследований таких звезд, принадлежащих скоплениям разнь возрастов. Исследования такого рода были выполнены Яшек и Яш kom(1!)G7). Копгн и ван де Хеувелем (1970). Смитом(1972). ,

Переменность, являющая следствием Пульсации или следствием вр; щення звезды с .поверхностными неоднородностями (температуры, xi мического состава или магнитного поля), широко распространена сред звезд спектрального класса А. Важным ключом к пониманию явлени металлпчности служат вопросы об отсутствии перемешшости у "мета.г лическнх" днезд. Они рассмотрены в 4 параграфе главы I.

Связанные между собой проблемы двойственности и вращения "мс таллнческих" звезд обсуждаются в параграфе 5. Двойственность ветре чается среди Aiu-звсзд достаточно часто. Хорошо известно, что "мс таллические" звезды в подавляющем большинстве случаев являютс. членами двойных систем, в том числе спектральных (Абт, 1961). На чиная с исследований Слеттебака (1955) известно, что проекции ско роетей вращения v sin i у звезд с линиями мегатлов и у пекулярны: звезд класса А относительно невелики по сравнению с их средними зна чениями для норматьных звезд соответствующих классов. В своем ис следовании Абт ц Моррелл (1993) пришли к заключению о том, чт< в бимодальном распределении скоростей вращения для А звезд груп

! звезд с медленным вращением образуют Ар-, Агп-звезды и звезды. le'HH коротко-периодических систем, а в группу быстровращающпхся езд входят нормальные звезды и звезды типа Л Boo.

В G параграфе приведены результаты определений содержания эле-»нтов в атмосферах "металлических" и нормальных звезд спектрально класса А. Поскольку для используемых ранее в качестве стандарте двух ярчайших звезд - Сириуса и Bern - было установлено, что их гмнческнй cocían имеет отличия от солнечного, а другие яркие звезды ектралыюго класса А - 0 Leo, о Peg - имеют свойства "металлнче-нх" звезд, многие исследователи пришли к заключению,' что состав аг-к-фер большинства изученных ими звезд имеет пекулярности разного на, а одиночные нормальные AQ звезды с узкими линиями чрезвычай-I редки пли не существуют. Представлен краткий перечень основных следований химического состава атмосфер "металлических" звезд. В параграфе 7 обсуждаются результаты анализа влияния эффектов клоненнй от ЛТР на определение-содержании 'элементов в атмосферах езд спектрального класса А. полученные в период с 1985 по настоящее емя. -

В параграфе $ приводится обсуждение гипотез о происхождении ано-и'шй содержаний элементов в атмосферах "'металлических" звезд. 06-ждаются исходные предположения и факты, требующие интернрета-й в рамках этих гипотез - наблюдаемые аномалии содержаний зле-нтов. корреляции между содержаниями элементов, возможные гене-чсские связи между группами CP-звезд, частота встречаемости СР-?зд различных типов, связь аномалий химического состава с основны-параметрами исследуемых звезд и т.п.

Среди предполагаемых механизмов, ответственных за появление ано-льных. содержаний элементов 'в атмосферах "металлических" звезд, ли рассмотрены: обмен веществом в двойных звездах, ядерные реак-и в недрах звезд, ядерные реакции на поверхности звезд, процессы ффузии.

Глава И. Наблюдательный материал и его обработка.

В параграфе-1 даио описание фотографического наблюдательного ма-жала, полученого в 1978 - 1982 годах со спектрографом фокуса ку-

де 2.6-метрового телескопа Крымской астрофизической обсерватор (ЗТШ). Приводится обсуждение методики обработки спектротра\ проведения непрерывного спектра, отождествления линий, определен эквивалентных ширин линий; проведена оценка внутренней точное полученного наблюдательного материала. Наш наблюдательный л гериал был дополнен результатами высокодисперснонных наблюден для трех Am-звезд, опубликованных в литературе.

ß параграфе 2 приводится описание наблюдательного материи-' полученного в 19Я5 1997 годах с ПЗС-камерами (фирмы ''Аст{ мед", Кембри-тж. Анг.чия. ПЗС-еистема. созданная коллективом на> но - технического к<">(1>-°ра rima "Фотон" (Ленинград), фирмы Фогол 1рикс (США)), уставов. ичшыми в спектрографе фокуса куде телеско ЗТШ. Все результаты наблюдений хранятся в виде файлов в архи спектра, п.мых наблюдений Крымской обсерватории. Для "металли* c Koii" звезды 15 Yul 1G ок тября 1994 года были проведены отделы» наблюдения^-эшедле-гиектромс'гром 1-метрового телескопа Специа-' ной Астрофизической Обсерватории РАН. В этим же параграфе пр ведены полный список исследованных объектов (45 звезд) и описан процедуры обработки спектрограмм.

В параграфе 3 мы приводим сопоставление наших результатов изм рений эквивалентных ширин линий ко фотографическим наблюдени* с результатами других ав торов, а в параграфе 4 - сопоставление naim результатов измерений спектрограмм, полученных в ходе наблюдений ПЗС-матрицей, с результатами наших фотографических наблюдений данными других авторов.

Полученные в КрАО ПЗС-снектротраммы для "металлических" зве: позволили нам проводить анализ атмосфер исследуемых звезд не тол ко но результатам измерений эквивалент ных ширин линий, но и путе сравнения рассчитанных нами теоретических синтетических спектров наблюдаемыми (например, в случае изучения химического состава а мосфер быстровращающихся Arn-звезд). При этом оказалось возмог ным сон««давить как эквивалентные ширины линий, так и неиосре. спм'нно профили .Т1ПШЙ и участки спектра.

Проведено сопоставление результатов обрабо тки наблюдательных д;

ных для "металлической'" звезды 15 Vul, полученных нами в Крыму в разное время, в САО и опубликованных в литературных источниках.

Глава III. Анализ звездных спектров методом моделей атмосфер

Основные принципы выбора параметра моделей атмосфер и описание вычислительной процедуры представлены в параграфе 1.

Анализ звездных спектров позволил получить сведения о физических условиях и химическом составе звездных атмосфер. В ходе этого анализа наблюдаемые величины (эквивалентные ширины линий, профили линий и т.п.) были сопоставлены с расчетными, полученными при определенных допущениях о строении звездной атмосферы. На основе теоретических моделей атмосфер были установлены такие значения Т,ф и log g, которые определяют модель, наилучшим образом удовлетворяющую на-Злюденням. Для этой цели был рассмотрен ряд критериев - сравнение наблюдаемых и теоретических распределений энергии в непрерывном тюктре, профилей бальмеровских линий водорода, а также результаты расчетов ионизационного равновесия химических элементов. Применение нескольких критериев повышает точность определения1 Т,ф и log g. D найденными значениями эффективной температуры и ускорения си-ты тяжести проводилась либо интерполяция моделей из сетки моделей ггмосфер Куруца, либо расчет новой модели.

Анализ спектров Аш-звезд проводился по методике, разработанной в крымской астрофизической обсерватории и описанной в статье Любим-сова (1980). Все расчеты были выполнены в предположении о локаль-юм термодинамическом равновесии (ЛТР). В соответствии с приме-кчжыми моделями, для расчета основных источников непрозрачности ^пользовались-подпрограммы Куруца (1970).

Для определения содержаний -элементов использовались вычисли-гельные программы, разработанные в Крыму Л.С.Любимковым. В 1альнейшем, с появлением персональных компьютеров, автором диссер-гации была проведена работа по созданию версий программ Л.С.Любимова для PC IBM. Кроме того, на самых заключительных этапах исследований для определения содержаний элементов применялись вы-мслительные программы, любезно предоставленные В.В.Цымбалом и

Н.Е.Пискуновым. •

Параграф 2 содержит результаты определения эффективной темпе ратуры и ускорения силы тяжести в атмосферах исследуемых звезд.

Согласно методике, принятой в Крцмской астрофизической обсерва тории, для определения эффективной температуры и ускорения силь тяжести мы использовали, по крайней мере, три независимых критерш (расчет ионизационного равновесия, сравнение теоретического и наблюдаемого распределений энергии в непрерывном спектре, сравнение наблюдаемых и теоретических профилей бальмеровских линий (от На дс Н(()). Применение нескольких критериев повышает надежность результатов.

При анализе химически-пекулярных звезд (и заподозренных в принадлежности к ним) из скоплений Волосы Вероники и Плеяды эффективные температуры Тэф и ускорения силы тяжести log g атмосфер звезд были определены из анализа диаграмм Тэф - log g, на которых помимо перечисленных выше величин графически сопоставлялись наблюдаемые и теоретические индексы [с iJ и /3 в системе Стремгрена - Перри.

В параграфе 3 представлены результаты анализа микротурбулентности в атмосферах "металлических"звезд, основанные на рассмотрении линий с различными эквивалентными ширинами Шд. Был проведен анализ линий Fe I и линий ионов Fe II, Ti II. Как показали результаты анализа, основанного как на наших наблюдениях, так и на литературных данных, определенная по линиям ионов микротурбулентность оказалась систематически выше. Среди причин, ответственных за данное расхождение, в качестве наиболее вероятной мы указали влияние эффектов отклонений от JTTP на атомы нейтрального железа.

При анализе данных о микротурбулентности в атмосферах исследуемых звезд d первую очередь обращает на себя внимание увеличение

при переходе от более горячих звезд к звездам с меньшей эффективной температурой.

С найденными для исследуемых звезд значениями эффективной температуры Т^ и ускорения силы тяжести log g были проведены оценки таких эволюционных параметров, как масса М,, радиус. R,, светимость L. и возраст t звезды (параграф 4).

и

На начальных этапах исследований "металлических" звезд нами были Использованы эволюционные расчеты Менгела и др. (1979). К настоящему времени в литературе опубликованы результаты расчетов эволюции звезд малых и умеренных масс (до 9 масс Солнца), включающие »чет таких эффектов как, например, проникающая конвекция. Сопоставление результатов определений масс и возрастов звезд с использо-1анием различных сеток эволюционных моделей было сделано нами на фимере звезд о Спс и ¡3 Ап.

Основываясь на проведенном нами сопоставлении и используя расчеты, опубликованные Кларетом и Гименезом (1989,1991), мы определили >волюционные параметры всех исследованных нами "металлических" щезд, включая звезды принадлежащие скоплениям (Волосы Вероники - 10 звезд, Плеяды и Гиады - б и 5 звезд, соответственно, и одна звезда 13 скопления Ясли - с Спс).

В параграфе 5 представлены обсуждение выбора системы сил осцил-(яторов и библиография для используемых дГ-велнчнн.

Глава IV. Химический состав атмосфер "металлических" звезд [ ряда нормальных звезд спектрального класса А.

В параграфе 1 кратко сформулированы результаты определения хи-шческого состава атмосфер " металлических" звезд и ряда нормальных везд спектрального класса А, дано описание структуры главы.

Параграф 2 посвящен результатам исследования химического соста-а атмосферы а 1лт. Одна из ярчайших звезд спектрального класса .0 - Вега (а Луг, НИ 7001, НВ 172176) - является общепризнанным ютометрическим стандартом. Точные данные о химическом составе кти крайне необходимы, поскольку на протяжении ряда лет многие сследователи использовали Вегу как звезду сравнения при изучении имического состава атмосфер других звезд спектрального класса А. В астоящее время можно сказать с уверенностью, что Вега имеет химн-еский состав атмосфер'ы, значительно отличаюишйся от солнечного, днако во время начала наших иследований (начало и середина 80-х >дов) это обстоятельство еще не было широко известно, н Вега все еще рименялась в .качестве стандарта химического состава.

В ходе выполненного нами анализа было сделано заключение о том,

что химический состав атмосферы a Lyr заметно отличается от солнечного (все современные исследования приводят согласующееся между собой значение [Fe/H], близкое к -0.5 для атмосферы Бега) и что эта звезда не может являться стандартом химического состава для звезд спектрального класса А. *

С момента открытия пылевой оболочки вокруг Беги непрерывно укреплялось предположение о связи этой звезды со звездами типа Л Boo. Как указывают Винн и Ламберт (1990). Be га обладает рядом отличительных признаков звезд типа А Boo, для которых характерны общий дефицит металлов, наличие пылевой оболочки и достаточно быстрое осевое вращение, н ее следует отнести к звездам типа А Boo.

В параграфе' 3 представлены результаты анализа химического состава атмосферы о СМа, а в параграфах 4 и 5 - результаты для 7 Gem и 15 Vul. соответственно. Хорошо известно, что Сириус является двойной звездой, состоящей из яркой звезды Al V и слабой - белого карлика. В проведенном нами анализе были использованы результаты измерений эквивалентных ширин линий в спектре Сириуса, полученные Колем (1064). Наше исследование химического состава атмосферы f Gem было выполнено в начале 80-х годов для выяснения возможности использования этой звезды (наряду с о Lyr) в качестве стандартной при анализе звездных атмосфер. Нами было установлено, что атмосфера

Gem имеет аномальный химический состав, сходный с наблюдаемым у других "металлических" звезд. Известную классическую Ат-звезду 15 Vul принято относить к "умеренным" ("mild" ) "металлическим " звездам. аномалии которых носят умеренный характер (например, линия К Ca II в спектре 15 Vul не столь слаба как у других Am-звезд ). Первоначально 15 Vul изучалась нами методом моделей атмосфер на основе трех литературных источников, приводящих данные об эквивалентных ширинах линий в ее спектре, а позднее - на основе ПЗС-спектрограмм, полученных в КрАО и CAO РАН.

Параграф б содержит результаты анализа химического состава атмосфер двух быстровращающихся "металлических" звезд - а Спс и ß Ari, выполненного по фотографическому наблюдательному материалу.

Было установлено, что обе звезды имеют Характер аномалий содер-

жаниЙ элементов, присущий атмосферам исследованных нами ранее "металлических" звезд. В то же время ход аномалий для этих звезд различается - избытки содержаний элементов в атмосфере о Сне растут с увеличением атомного веса более значительно, чем для J Ari. и ¡оказывают меньший разброс от элемента к элементу.

Существуют указания па то, что изученная нами звезда о Cue является двойной системой с компонентами одинаковой яркости, разделениями угловым расстоянием в О'М. Как указывалось, химический со-•тав атмосферы а Спс для случая одиночной'звезды уже обнаруживает* (сновное свойство "металлических" звезд - рост аномалий содержаний элементов с увеличением атомного'веса. Учет фактора двойственности ¡риводит либо к увеличению содержаний всех элементов в 2.4 раза, либо . тому, что указанный рост аномалий становится еще более крутым.

В параграфе'7 приведены результаты определений химического соста-а атмосфер быстровращаюишхся "металлических" звезд, наблюдения оторых были выполнены с ПЗС-приемннками. Окончательные резуль-аты определения содержаний четырех элементов в атмосферах 15 ис-лсдуемых звезд со значением параметра v sin i от 30 до 130 км/с были олучены из сравнения теоретических синтетических спектров с наблю-аемыми и свидетельствуют о том, что, за исключением д Tri, изучае-ые звезды имеют аномалии величин log f(£7) . характерные для "ме-чллических" звезд. Принятые при вычислениях значения сил оенн.т-яторов были проверены при }>асчетах теоретических спектров для изу-лшой нами ранее "металлической" звезды 13 Ynl. -'Подтверждено наитие'значительного-избытка европия (порядка 1.4 dex) в.атмосфере летровращаюшеНся "металлической" звезды а Спс.

В параграфе 8 представлено общее рассмотрение содержаний элемен-IB. На основе моделей атмосфер с найденными ita.Mii параметрами для ех изученных звезд были определены содержания log ¿(El) 27 элемен-iB. Средние значения jog s(El) для всех элементов у исследованных езд собраны в Приложении 1. Характерной особенностью химнческо-состава всех Аш-звезд является избыток элементов, начиная с титана = 22), который в среднем растет с увеличением Z. Содержания лег-;х элементов! за исключением натрия, для большинства звезд в срсд-

нем понижены по отношению к солнечному. Тем не менее, в атмосферах ряда Аш-звезд имеются избытки легких элементов (например, магния, кремния и, возможно, серы) величиной до 0.5 (lex.

Изменения аномалий содержаний элементов в атмосферах "металлических" звезд не являются монотонными. Дефицит содержаний С, N, О, Са, Sc в атмосферах большинства Am-звезд очевиден. Согласно нашим результатам увеличение содержания железа у большинства "металлических" звезд относительно Солнца оказалось небольшим, и избыток Fe нельзя рассматривать как характерный признак Am-звезд. Среди тяжелых элементов имеются значительные избытки La, Се, Eu, Gd и умеренные избытки Sr, Y, Zr, Sm, Nd.. Разброс индивидуальных оценок определений содержаний одного и того же элемента в атмосферах различных звезд составляет от 0.5 до 1.0 dex, включая элементы группы железа и само железо, и превосходит точность определения величин log £ . Обсуждаются результаты сопоставления аномалий содержаний элементов в атмосферах "металлических" звезд в зависимости от величины содержания элемента (в атмосфере Со. знпа).

В параграфе 9 приведены оценки точности определения содержаний элементов. Первоначально основные причины возникновения ошибок величин log £(£7) были рассмотрены п ходе анализа данных об эквивалентных ширинах линий в спектрах "металлических" звезд, измеренных по фотографическим спектрограммам. В дальнейшем мы неоднократно возвращались к вопросу определения погрешностей величин log е(Е1) , например, в ходе исследования химически-пекулярных звезд скопления Волосы Вероники (для звезды HR 4750 с эффективной температурой атмосферы равной 8200 К и величиной log g = 4.0). Характерные изменения величин log s(El) для элементов в атмосферах Am-звезд с более высокими эффективными температурами изучены на примере звезды ц Oph (Тчф = 9300 К. log g =4.3).

Согласно нашим оценкам, наиболее значительные изменения величин log f(E/) связаны с неопределенностью параметра Т,ф (для линий нейтральных элементов) и параметра (для содержаний элементов, которые находились только по сильным линиям).

Рассмотрены основные типы 'погрешностей определений содержаний

элементов,"а также способы анализа величин log е(Е1) , позволяющие уменьшить неопределенность этих величин (анализ слабых линий, дифференциальный анализ, сопоставление величин log гг по разным стадиям ионизации и т.п.).

В параграфе 10 мы представили сравнение результатов наших определений химического состава атмосфер Am-звезд с результатами других авторов, в первую очередь - с результатами Смита (1971), поскольку его исследования длительное время являлись самыми обширными для "металлических" звезд и чаще других принимались за основу в обзорах, посвященных анализу аномалий химического состава атмосфер Аш-звезд. Причины..различий содержаний элементов log ¡г(£7) , установленных нами и опубликованных Смитом (1971), но нашему мнению, связаны с различиями в применяемых моделях ¿пмосфер, с использованием нами новых уточненных атомных данных для ряда элементов, с различиями в принимаемых значениях параметра микротурбулентности (при анализе. использующем сильные линии); с различиями в принятых значениях параметров атмосфер (например, различия в Т,ф. log g и т.п.).

При сопоставлении наших данных с результатами определений содержаний элементов в атмос<}х>рах " метат ли чсских" звезд других авторов, хновное внимание было уделено тем результатам, которые включают знределения для значительного количества звезд и выполнены современными методами.

Проведенный нами анализ привел к заключению о том. что рассмотрение ■ закономерностей аномалий химического состава атмосфер симически-иекулярных звезд может быть основано только на достаточ-ю однородных результатах определении химического состава атмосфер »тих звезд. При расчетах, сделанных по современным методикам с применением моделей атмосфер, существенно повышается точность Полуниных результатов (это следует, например, из сопоставления величин og с , полученных нами и Смитом, и нами и Адельманом. 1994). од-1ако необходимая высокая точность может быть достигнута лишь при тловии использования единой системы gf-величин. макснматьно близ-;ого к единому набора атомных линий, единой методики'определения :араметров атмосфер и т.п.

Глава V. Химический состав атмосфер "металлических" звез, и ряда нормальных звезд спектрального класса А скоплены i Волосы Вероники и Плеяды.

В параграфе 1 этой главы рассмотрены примеры исследований "ме таллнческнх" звезд, принадлежащих рассеяным скоплениям, а .такж< поставлена цель исследования: по новому наблюдательному материал! провести анализ химического состава 'атмосфер для ряда звезд спек трального класса А из скоплений Волосы Вроникн и Плеяды. В случа< установления аномалий содержаний элементов мы изучили особенносп этих аномалий и подтвердили принадлежность данных звезд к "метал лпческим".

В параграфе 2 представлены результаты исследования звезд скопде пня Волосы Вероники. Выбор звезд дм я нашей-Наблюдательной программы был основан на результатах спектральной классификации звезд скопления Волосы Вероники (Coma Berenices) (Абт, Левато, 1977) и дан пых каталога химически-пекулярных звезд в скоплениях (Ренсон, 1988) Для однородности весь выполненный нами анализ был основан на срав нении наблюдаемых спектров с теоретическими синтетическими спек трами. Мы представили результаты определений содержаний 6'элементов в атмосферах 14 изучаемых звезд (душ звезды Тг 104 с наиболыиш значением v sin i = 150 км/с мы смогли Оценить только содержани* кремния, железа и бария).

Мы провели сравнение полученных нами результатов с данными дл? кальциян железа Боесгаард (1987) и с данными Фрил, Боесгаард (1992; для углерода и пришли к заключению о существовании различия в содержаниях элементов в атмосферах "металлических" звезд, как от звезды к звезде, так и по отношению к другим звездам этого же скопления

В параграфе 3 приведены результаты анализа химического состава í Аш-знезд из скопления Волосы Вероники на основании эквивалентны) ширин линий, опубликованных Смитом (1972).

Параграф 4 посвящен результатам исследования "металлических" звезд скопления .Плеяды. Как и в случае исследования звезд скопления Волосы Вероники, выбор звезд для нашей наблюдательной программь был основан на результатах спектральной классификации звезд скопле-

ния Плеяды, опубликованных Абтом и Левато (1978), и данных каталога химически-пекулярных звезд в скоплениях Ренсона (1988).

Мы выполнили определения содержаний 5 элементов в атмосферах изучаемых звезд, кроме того, полученные нами результаты были дополнены данными, установленными из анализа эквивалентных ширин линий железа, опубликованных Копти, Стромом (1968). Было сделано заключение, что 5 из исследованных нами звезд (кроме HD 23194) можно характеризовать как "металлические". При этом, как и в случае анализа химически-пекулярных звезд скопления Волосы Вероники, найденные нами результаты для звезд скопления Плеяды демонстрируют различия в содержаниях элементов в атмосферах "металлических" звезд одного и того же скопления.

В параграфе 5 представлено обсуждение результатов, свидетельствующих о том, что различия в содержаниях ряда элементов в атмосферах "металлических" звезд превосходят различия для остальных звезд того же скопления.

В обзорах Глаголевского (1988) и Норта (1993) рассмотрены многочисленные результаты анализа данных о CP-звездах, принадлежащих скоплениям различных возрастов. В первом из них делается вывод о том, что содержания элементов (степень пекулярности) и величина среднего магнитного поля остаются постоянными во время пребывания пекулярных звезд на Главной Последовательности. Норт (1993) отметил, что если-для СР2-звезд установлено, что их частота встречаемости в скоплениях и степень пекулярности остается примерно постоянной для скоплений, имеющих возраст в диапазоне 6.94 < log t < 9.01, то в случае "металлических" звезд (СР1) можно заподозрить, что их частота встречаемости увеличивается с возрастом. Установленный выше факт различий в величинах содержаний элементов для звезд, принадлежащих одному скоплению, делает анализ зависимостей такого рода более :ложным, поскольку уже требует учета характера аномалий (надо, на-гример, сопоставлять число звезд со слабыми и сильными аномалиями отдельно, и т.п.)

После сопоставлений средних значений содержаний элементов для \т-звезд из двух скоплений, мы провели поиск зависимостей анома-

лий содержаний элементов от основных параметров исследуемых звез! (эффективная температура, масса, светимость, вращение), используя выборку Am-звезд из этих скоплений. .

При достигнутой нами точности нам не удалось сделать заключения о существовании значимых различий средних содержаний 5 элементов (кроме железа) между Am-звездами скоплений Плеяды и Волосы Вероники, причем дисперсии величин log £ (Fe) для исследованных нами звезд спектрального класса А для скоплений Волосы Вероники и Плеяды не имеют между собой значимого различия. Однако, полученные нами результаты свидетельствуют о реальности различий содержаний элементов в атмосферах "металлических'' звезд, принадлежащих одному скоплению.

Глава VI. Определения содержаний легких элементов (углерода, азйта, кислорода и серы) в атмосферах Am-звезд,

В параграфе 1 содержится описание исследований по определению содержаний углерода, азота и кисло!>ода в атмосферах "металлических"' звезд, выполненных другими авторами.

В параграфе 2 представлено описание выполненных нами наблюдений для регистрации линий С, N и О, сведения об атомных данных, методе анализа и результатах наших измерений и вычислений. Мы сделали заключение, что диапазон изменений величин log е (С) в атмосферах Am-звезд составляет около одного порядка. Содержание азота было определено нами для меньшего числа (14) звезд. При этом среднее значение содержания азота в атмосферах исследованных нами Am-звезд составляет log е (N) = 7.51 ± 0.16. Обращает на себя внимание то обстоятельство, что дисперсия средней величины дня N вдвое превосходит аналогичные величины для С и О. Наиболее многочисленные данные были получены нами для оценок содержания кислорода в атмосферах Ам-звезд (анализ был проведен для 30 звезд). Диапазон изменений содержаний О охватывает около одного порядка (log £ (О) лежит в пределах от 8.0 до 9.0).

Мы приводим сводку результатов определений содержаний С, N и О в атмосферах Am-звезд, выполненных нами и другими авторами. Из рассмотрения данных следует, что имеется достаточно хорошее соглаг

ие между нашими определениями содержаний С, N и О, проведенными I 1985 году и в период до 1996 года, с учетом того, что в 1985 голу для налнза использовалась выборка звезд примерно в 3 раза меньшая по [исленности. Кроме того, результаты двух наиболее полных исследований (Роби я Ламберт, 1990 и наше) хорошо согласуются между собой.

В параграфе 3 нами представлены результаты определения содержа-ия серы по бленде линий S I А 8694 А. В противоположность перечис-енным элементам в ряду от С до Sc, имеющим дефицит содержаний атмосферах Ага-звезд по отношению к Солнцу, некоторые легкие эле-[енты имеют повышенное содержание. К их числу, прежде всего, следу-т отнести натрий; наши расчеты показали, что аналогичная аноматия южет быть и у серы.

Глава VII- Анализ особенностей химического состава атмо-фер Ат-звеэд.

В параграфе 1 обсуждается роль изучения закономерностей в анома-иях содержаний элементов для установления природы наблюдаемых номалий химического состава атмосфер химически-пекуляриых звезд ерхней части Главной Последовательностги. Прежде всего, такое изуче-ие связано с выявлением корреляций между содержаниями элементов >g s(El) и между log е(Е1) и основными параметрами атмосфер звезд температурой, светимостью, вращением, массой и др.).

Параграф 2 посвящен результатам анализа наблюдательных законо-ерностей в аномалиях содержаний элементов. Апатит найденных нами иоматий химического состава атмосфер Am-звезд был проведен с точи зрения установления корреляций между содержаниями элементов.

первую очередь мы обратили внимание на связь величин log е(Е1) с мичиной содержания железа. Предполагая, что эта связь носит ли-?йный характер, мы определили величины коэффицента корреляции . Из проведенного анализа следует, что в подавляющем большинстве гучаев величина R является положительной (т.е. увеличению содержали железа соответствуют увеличения содержаний других элементов), грицательные R были найдены для Mg и Си, однако ошибки этих вели-велики и сопоставимы с самими величинами. Полученные величи-1 коэффициентов корреляции R были сопоставлены с критическими

величинами R'„_2, i_| , где n - число измерений, а - уровень надежности.

Проведенный Анализ привел к заключению о том, что, во-первых, содержания элементов группы железа коррелируют с содержанием железа, во-вторых, среди легких элементов есть такие, содержания которых также коррелируют с величиной log е (Fe) - натрий, кремний; содержание азота, возможно, коррелирует с содержанием железа, нет корреляции с величиной log е (Fe) для содержаний остальных легких элементов и, возможно, даже для кальция и скандия. В-третьих, величины содержаний элементов более тяжелых, чем элементы группы железа, коррелируют с величиной log е (Fe).

Неопределенности в абсолютных значениях содержаний элементов уменьшаются при переходе к нормированным величинам [El/Fe], В этом случае для большинства элементов величина R близка к нулю или является отрицательной (т.е. при увеличении содержания железа уменьшаются содержания других элементов). Из сравнения найденных значений коэффициентов корреляции. R с. соответствующими критическими значениями R' мы пришли к выводу, что для нормированных величин содержаний корреляцию между следующими элементами - С. О. Mg S. Cu. Sm, возможно, Са и Sc, Sr. Y, Zr и Gd - в статистическом смысле следует признать достоверной.

Из анализа зависимостей данных о нормированных величинах {El/Fe] дтя С, N и О от аномалий содержания железа было установлено, что указанные зависимости в наиболее явной форме имеются для данных {O/Fe], в меньшей степени - для [C/Fe], и совсем слабо проявляются в случае (N/FeJ.

Полученные нами результаты дополняют проведенные ранее исследования в двух отношениях. Прежде всего, было выявлено, что нормированные содержания некоторых легких элементов (углерода, кислорода, магния, кремния) коррелируют с содержаниями элементов группы железа. Во-вторых^ можно заподозрить, что между величинами содержаний ряда элементов (например, углерода, кислорода, магния, серы, возможно - меди и железа) имеется отрицательная корреляция (т.е. увеличению содержания железа соответствует уменьшение нормированной величины [El/Fe].

Имеющиеся в нашем распоряжении данные позволили сделать иред-толожение о том, что во многих случаях существует корреляция между удержаниями легких элементов между собой, как и во многих случаях уш тяжелых элементов. Корреляции между содержаниями легких и ™яжелых элементов могут как иметь место, так и отсутствовать.

В исследованиях многих авторов изучение корреляции содержаний элементов с изменениями Тэф занимает одно из основных мест. Из рас-мотрения результатов сопоставления аномалий содержаний элементов эффективной температурой мы сделали вывод о том, что зависимость :>g г (El}~ Т,ф может быть для следующих элементов: магний, сера, инк. возможно - стронций и барий. Интересной особенностью являет-я плавное изменение величин R для элементов, последовательно рас-олаг.нощихся в ряду от Са до Zn (кроме Ni). Дефицит кальция более арактерен для звезд с температурами Тц, < 8500 К, в то время как ри Т,ф > 9000 К содержание кальция близко к солнечному значению ли даже превышает его. Кроме того, можно высказать предположение, то в раде случаев связь величин log £ (El) ~ Т,ф не является линей-Ьй, а может носить более сложный характер. Данное обстоятельство дло более подробно рассмотрено на примере результатов определений »держания европия.

К настоящему времени выполнены многочисленные исследования, це-ж которых было установление связи аномалий химического состава мосфер "металлических" звезд с их вращением (точнее с параметром sin i - проекцией скорости вращения звезды на луч зрения). В петляющем большинстве случаев найденные нами коэффициенты кор-ляции R принимают отрицательные значения, что свидетельствует о м. что содержания исследуемых элементов уменьшаются при увелпче-:и параметра v sin i. Из-за отсутствия информации об угле наклона оси ащения мы располагаем только нижней оценкой величины скорости ащения v. Очевидно, что при этом, в случае наличия корреляции ме-iy содержаниями элементов и вращением, величины log е(Е1) должны иолнять полуплоскость под некоторой средней зависимостью. Однако анализа диаграмм, на которых сопоставлены аномалии содержадий ементов и проекции скорости вращения на луч зрения, следует, что азанные зависимости имеют более сложный характер. Возможно, что

зависимости либо не имеют линейного характера, либо не являются монотонными.

Кроме того, можно предположить, что присутствует общая особенность (минимум) величин log е (Fe) в диапазоне v sin i от 30 до 50 км/с Аналогичную особенность имеют и данные для Si и Ва.

Из анализа величин коэффициентов корреляции R содержаний элементов и светимосгей исследуемых звезд было установлено, что величины R, превосходящие значения соотвествующих критических значений R, сравнительно немногочисленны, они встречаются как среди легких, так и среди тяжелых элементов и практически отсутствуют для элементов группы железа. Однако было установлено, что если при построении диаграмм перейти от величин log e{El) к отношениям элементов, то вс многих случаях характер зависимости проявляется в более явной форме. Наибольшего внимания заслуживают данные, свидетельствующие о том, что корреляция с величиной log'(t/L©) может существовать как между отношениями легких элементов и элементов группы железа jC/Fe], так и между отношениями легких й тяжелых элементов - jZr/C}.

Результаты сопоставления величин log е(Е1) с массами исследуемых звезд приводят к заключениям, во многом сходным с полученными при сопоставлении с параметром L/Lчто является вполне объяснимым, учитывая существование стандартной зависимости М/Ме - L/L,3.

Наконец, при определении эволюционных параметров исследуемых звезд нами были выполнены оценки возраста звезд. Диапазон изменения этого параметра для изученных нами звезд составляет в log t от 7.7 (звезды скопления Плеяды) до 9.12 (г UMa, 67 UMa, у Сар). Даже принимая во внимание погрешности определения возраста, которые составляют от 0.10 до 0.40 dex, можно предположить, что в ряде случаев можно заподозрить изменение содержаний элементов с возрастом. Изменения параметра [Ca/Fe] таковы, как следует из предсказаний теории диффузии (Алексиан, 1996) - более молодые звезды имеют нормальное или даже повышенное содержание кальция, а в ходе эволюции оно сменяется на дефицит этого элемента. Аналогичные изменения прослеживаются и для ряда относительных содержаний других элементов. Однако данный вывод может оказаться преждевременным, поскольку такие

изменения могут быть лишь отражением изменений содержаний железа. К тому же, достоверность наблюдаемых зависимостей в сильной степени ослаблена эффектами возможной наблюдательной селекции и взаимной зависимостью рассматриваемых параметров.

Таким образом, следует признать, что в ходе проведенного нами анализа не удалось выделить один из параметров ( L/L©, V sin i, Т»ф, и т.п.) в качестве оказывающего доминирующее влияние на изменения содержания если не всех, то хотя бы достаточно большого числа элементов. Кроме того, есть основания полагать, что имеющиеся зависимости не подлежат однозначной интерпретации - так, например, группа звезд с наиболее высокой светимостью включает и наиболее горячие звезды, а кроме того - это и звезды с узкими линиями в спектрах.

В параграфе 3 приведены результаты сопоставления химического состава атмосфер Am-звезд с предсказаниями теории диффузии. В рамках гипотезы о появлении аномалий содержаний элементов в атмосферах CP-звезд вследствие процессов диффузии предполагается, что данные аномалии обусловлены совместным действием сил гравитации и светового давления на атомы различных элементов. Мы рассмотрели какие из особенностей аномалий содержаний элементов в атмосферах Am-звезд могли бы свидетельствовать о наличии процессов диффузии. Прежде всего, обращает на себя внимание увеличение избытка содержаний элементов по отношению к солнечным >начениям с ростом атомного яомера Z. Такое изменение аномалий допускает объяснение в рамках теории диффузии, как происходящее вследствие увеличения силы светового давления на более тяжелые атомы из-за усложнения структуры IX электронной оболочки. При этом возможна корреляция между содержаниями элементов с сильно различающимися атомными номерами 2, но со сходными по строению электронными оболочками (например, : одинаковым числом электронов на внешней оболочке). Кроме того, топускается корреляция между содержаниями элементов с атомными юмерами Z - 1 и Z + 1, поскольку свойства электронных оболочек изменяются плавно. Отмеченные в предыдущем параграфе аномалии в удержаниях элементов в атмосферах Am-звезд в общих чертах согла-гуются с этими предположениями, но чаще носягг более сложный характер.

В пользу гипотезы о происхождении аномалий химического составг атмосфер Am-звезд вследствие процессов диффузии может свидетель ствовать тот факт,- что содержания многих элементов имеют более вы сокие значения для звезд с малыми значениями v sin i. Так, например любопытно отметить, что признаками "металлических" звезд в наше! выборке среди изученных звезд скопления Волосы Вероники обладают именно звезды с наименьшими значениями v sin i.

Проведенный анализ показал, что отношения содержаний многих эле ментов с различными Z (в том числе и легких) показывают с большо! достоверностью зависимость от светимости звезд. Зависимость величин log £ от эффективной температуры и от массы звезды во многих отношениях имеет аналогичный характер изменений.

Поиск аргументов в пользу того, что аномалии содержаний элементов в атмосферах Am-звезд вызваны действием процессов диффузии, затруднен, поскольку происхождение всех элементов по своей природе обусловлено процессами нуклеосинтеза и изначально должно отражать характерные особенности этого процесса. К числу наиболее характерных особенностей кривой распространенности химических элементов следует отнести закономерность в содержании четных и нечетных элементов (так называемый четно-нечетный эффект). Кроме того, содержания элементов с атомным номером Z должны коррелировать с содержаниями элементов с Z - 1 и Z + 1, а корреляции между элементами с большими и малыми значениями Z (возникшими вследствие различных ядерных процессов) могут отсутствовать.

Мы сделали заключение о том, что найденные нарушения в распространенности содержаний элементов, характеризуемые как отклонения от четно-нечетного эффекта, достаточно редки среди Am-звеэд и по своей величине сопоставимы с точностью определений элементов. Тем не менее, возможно, не является случайным, что такие отклонения были установлены вами для двух элементов - марганца и европия, аномалии содержаний которых наблюдаются у СР-звезд других типов популярности. Вероятно, этот факт может быть рассмотрен, как слабое проявлением генетической связи "металлических" звезд со звездами других типов химической пекулярности.

Авторы многих обзоров (см., например, Шарбонне, 1993) указывают на то, что к числу лучших достижений теории диффузии следует отнести объяснение отсутствия пульсаций у Am-звезд вследствие диффузии гелия в их атмосферах и исчезновения гелиевой конвективной зоны. Следует отметить, однако, что анализ содержания гелия в атмосферах "металлических" звезд не приводит к заключению о пониженном содержании Не в их атмосферах.

Проведено сопоставление наблюдаемых аномалий содержаний углерода, азота и кислорода непосредственно с предсказаниями теории диффузии (например, для звезды с массой 2.6 М©). Показано, что наблюдаемые аномалии содержаний углерода, кислорода и азота в звездных атмосферах не могут быть объяснены процессами обогащения звездного вещества продуктами CNO-цикла.

Используя данные литературных источников, мы провели сопоставления результатов определений содержаний С, N и О в атмосферах CP-звезд с полученными нами результатами для атмосфер Am-звезд и сделали следующие выводы:

1. имеется отрицательная корреляция содержаний этих трех элементов [El/Fe] с содержанием железа [Fe/H];

2. такая корреляция имеется для звезд различных типов химической пекулярности; она является наиболее вира- генной для звезд типа Л Boo и HgMn-звезд, менее выраженной для Si и Am-звезд, и, возможно, отсутствует лишь для SrCrEu-звезд;

3. наличие единой зависимости для ряда групп CP-звезд может свидетельствовать о возможном едином доминирующем процессе образования аномалий этих элементов, аналогичном предложенному Винн и Ламбертом (1991) для звезд типа А Boo; уклонения от общей зависимости, вероятно, связаны с действием в дальнейшем процессов диффузионного разделения элементов;

4. отсутствует корреляция содержаний С, N и О между собой для звезд различных типов химической пекулярности.

Объяснение появления дефицита содержаний кальция и скандия в атмосферах "металлических" звезд является одной из важнейших целей исследований, посвященных изучению процессов диффузии в атмосфе-

pax этих звезд. В исследованиях Мишо и др.(1976) путем вычислений сил светового давления на атомы Ca и Sc было показано, что эти элементы в атмосферах медленно вращающихся А - F звезд должны опускаться вниз, по направлению к центру звезды, начиная с верхней границы радиат ивной зоны.

Примером наиболее подробного исследования изменений аномалий содержаний атомов Ca и Sc в атмосферах Am- Fm-звезд служит работа Алесиана (1996). В ходе вычислений было показано, что результаты анализа в сильной степени зависят от темпа потери вещества звездой (который принимался равным от 0.5 10~и до 5.0 Ш-14), при этом вычисления указали на возможное существование короткой фазы новы-, шейного содержания Ca и Sc после начала эволюции звезды на ГП и исчезновения гелиевой конвективной зоны. Мы пропели сопоставление результатов теоретических расчетов аномалий содержания к&тъцня в зависимости от возраста звезд, приведенных в статье Алесиана (1Q9G), с данными о величинах [Са/Н], установленными в ходе наших -'исследований для звезд двух температурных диапазонов (7300 - 8000 КК н 8000 -8500 КК). Предсказанное поведение величин [Са/Н] в общем согласуется с результатами наших измерений. При этом несмотря на то, что имеющиеся в нашем распоряжении данные недостаточно перекрываются по диапазону изменений возраста с теоретическими расчетами (которые были выполнены лишь до значений log t меньше 8.5), а полученные нами данные для звезд с Тц, от 7300 К до 8000 К лежат вне этого диапазона, из рассмотрения 5 самых молодых звезд можно заключить, что лучшее согласие достигается с теоретической кривой, соответству-

щей темпу потери массы 5.0 10~и.

В параграфе 4 приведены основные выводы к главе VII. Как следует Из проведенного рассмотрения, большинство аргументов свидетельствуют в пользу того, что в атмосферах Am-звезд аномалии химического состава связаны с действием процессов диффузии. Несмотря на указанные различия в результатах расчетов, к числу достижений теории разделения химических элементов вследствие процессов диффузии в объяснении аномалии химического состава CP-звезд следует отнести предсказание фазы повышенного содержания кальция (в случае, если она будет подтверждена наблюдательными данными)(Алесиан, 1996), а

также - указания на то, что явление металичности может встречаться в атмосферах бысторо вращающихся Аш-звезд (со скоростью вращения на экваторе порядка 100 км/с) (Шарбонне и Мишо, 1991, Шарбонне, 1993). V, " ■

Однако при этом остаются вопросы и противоречия, известные с времени опубликования статей Смита (см., например, Смит, 1973), которые еще не устранены при дальнейшей разработке теории диффузии применительно к атмосферам Am-звезд. Во-первых, существуют расхождения в предсказаниях поведения ряда элементов. Другая важная проблема, . которой необходимо дать объяснение в рамках теории диффузии, связана с величиной содержания железа в атмосферах Am-звезд (избыток содержания железа в атмосферах Am-звезд значительно меньше избытков содержаний других элементов группы железа). Кроме того, остается неясным, почему в атмосферах некоторых Am-звезд при сохранении общей тенденции аномалий встречаются резкие отличия в аномалиях содержаний отдельных элементов. Если предположить, что происхождение аномалий содержаний элементов в атмосферах химически-пекулярных звезд других типов связаны также с процессами диффузионного разделения элементов, то требует объяснения происхождение аномалий только марганца и ртути в атмосферах HgMn звезд, кремния - у Si звезд и т.д., и почему аномалии такого рода не имеют место у Am-звезд, близких к ним по параметрам атмосфер (прежде г, его - по эффективной температуре). Или почему Ар-звезды SrCrEu группы, имеющие эффективные температуры в диапазоне 8000 - 8500 КК, как и многие Ат-звезды, обладают столь значительными избытками стронция, хрома и европия, какими не обладает ни одна "металлическая'' звезда.

Глава VIII. Особенности атмосфер "металлических" звезд -"пятнистость" поверхности, магнитные поля, стратификация элементов с высотой.

Результаты моделирования наблюдаемых аномалий химического состава "металлических" звезд (влияние фактора "пятнистости") представлены в параграфе 1.

В нашем исследовании мы рассмотрели один из факторов, который может повлиять на определяемое содержание элементов - "пят-

нистость" звезды. Наличие пятен хорошо известно для других типов химически-пекулярных звезд, но для объяснения природы аномалий Аш-звезд ранее не .привлекалось. ,

Мы рассмотрели модель "запятненной" Am-звезды на поверхности которой, имеющей температуру фотосферы Трл, расположено пятно, характеризующееся температурой Tip и занимающее долю поверхности ^ угловых градусов. Мы не ставили перед собой задачу, связанную с изучением влияния геометрических факторов пятна и его расположения на поверхности звезды, и считали, что пятно находится на полюсе звезды и наблюдатель смотрит на звезду с полюса. Такое предположение не противоречит наблюдаемым свидетельствам отсутствия спектральной пе|>емснности Am-звезд. Для моделирования были выбраны спектральные линии, которые реально наблюдаются в спектрах "металлических" звезд и которые были ранее использованы нами при исследовании химического состава их атмосфер. Всего было рассмотрено 94 линии, принадлежащих 24 элементам.

Вычисления показали, что моделируемый нами химический состав звезды с пятном на поверхности, анализируемый по Методике, не учитывающей фактор пятнистости, оказался отличающимся от задаваемых в модели химического состава пятна и фотосферы. Один из важных результатов моделирования состоит в том, что для описания наблюла емых особенностей аномалий содержаний элементов в атмосферах Аш-звегт одних лишь температурных неоднородностей поверхности звезды нед х-.аточно. Очевидно, что поскольку предсказания той или иной гипотезы, объясняющей появление аномалий в атмосферах химически-пекулярных звезд, должны относиться не к составному спектру, а к пятну или фотосфере, то сопоставление наблюдений с теорией может быть проведено только после учета вклада запятненной части поверхности звезды. Мы установили, что хотя в пятне содержания элементов были повышены в одинаковой степени, определенные в ходе Моделирования относительные содержания элементов значительно различаются. Кроме того, нами было выявлено обстоятельство, связанное с увеличением разброса величин log £ (El) для одного и того же элемента, полученных по различным линиям, в то время как исходное значение log е (Е1) задавалось одним и тем же. Не менее важным кажется нам и то, что

тйденныс значения микротубулентной скорости отличаются от за-lamibix в нятне и фотосфере и свидетельствуют о возможных различиях 1 устанавливаемых но линиям разных элементов.

Наша простая модель (мы не проводили моделирование, связанное с пменениями геометрии пятна и его положения на поверхности звезды, трнапиями температуры, микротурбулентности и содержаний) показала согласие с наблюдаемыми у Am-звезд аномалиями химического со-тава атмосфер. Помимо наличия характерной зависимости аномалий удержаний от атомного веса, из анализа результатов расчетов следует. ito особенности аномалий ряда элементов те же самые, что были усга-ювлены из наблюдений - избыток содержания Na, дефицит Са и Sc, /меренный избыток содержаний элементов группы железа, избыток со-тержаний редкоземельных элементов (причем избыток содержаний бария и европия несколько ниже, чем для соседних элементов).

Параграф 2 посвящен результатам диагностики магнитных полей на поверхности металлической звезды 15 Vul. Новый подход в исследовании магнитных полей у Am-звезд, учитывающий возможность того, что эти звезды обладают магнитными полями сложной конфигурации (солнечного типа), был развит в работах, проводимых при участии Мати-га. Методом Стенфло - Липдегрена, предложенного первоначально для Солнца и затем применяемого для звезд поздних спектральных классов, Матис (1988) установил для Am-звезды о Peg присутствие магнитного поля Н порядка 2 kG.

Дополнительные свидетельства в пользу присутствия магнитного поля для этой звезды были высказаны этими авторами на основе анализа пары линий Fe II - А 6147.7А, А 6149.2 л, которые принадлежат одному мультиплету, имеют мало различающиеся энергии верхнего и нижнего уровней и практически одинаковые значения сил осцилляторов. Из наблюдений было установлено, что в спектрах ряда магнитных звезд, как и для звезды о Peg, линия А 6147.7 А усилена по сравнению с А6149.2Л. Указанные различия нашли свое объяснение во влиянии магнитного усиления линии А 6147.7 А в эффекте Пашена - Бака.

Для диагностики магнитного поля солнечного типа в атмосфере 15 Vul нами был использован метод, разработанный первоначально Стенфло

и Линдегреном (1977) для диагностики пространственно - неразреше; пых магнитных полей на Солнце. Основная идея метода Стенфло Линдегрена заключается в установлении (путем статистического ан лиза болыцого числа спектральных линий) как эмпирических корр ляций между- параметрами, характеризующими профили линий, так зависимости этих параметров от атомных констант соответствующих п реходов (потенциала возбуждения на верхний уровень центрально длины волны линии А() и т.д.).

Для исследования с помощью метода Стенфло - Линдегрена магни-ного поля звезды 15 Уи1 нами было отобрано в ее спектре 164 лини Го I в диапазоне длин волн от 4300 А до 6700 А. Величина поля /Ь полученная по всем отобранным линиям, составила 2390 ± 540 Гаус< Выполнено тестирование метода Стенфло - Линдегрена с применеш ем теоретического спектра, рассчитанного по модели Куруца с парам* трами атмосферы 15 Уо1. Его результаты подтвердили достоверност обнаружения магнитного поля у исследуемой звезды.

Большое число использовавшихся линий позволило расширить рам ки анализа и провести исследование термодинамических различий мс жду условиями формирования линий в магнитных и спокойных обла стях на поверхности 15 Уи1. Разбив рассматриваемые линии Ре1 на дв группы по потенциалу возбуждения нижнего уровня 'х„ мы повтори ли процедуру анализа для каждой из них. Для первой группы лини! (с низким потенциалом возбуждения) была получена величина пол: /Я = 2700 ± 670 Гаусс, а для второй группы линий она оказалаа меньшей (/Я = 1900 ± 1000 Гаусс) и не превосходящей величины За Это может служить указанием на то, что магнитные области на поверх ности звезды 15 Уи1 холоднее окружающей спокойной фотосферы.

Результаты исследования вертикальной стратификации Сг в атмо сферах СР-звезд представлены в параграфе 3. Среди отдельных спосо бов изучения стратификации химических элементов можно упомянут! анализ линий Сг 13, расположенных в крыльях водородной линии Яд Этот способ и был выбран нами при исследовании возможной верти кальной стратификации Сг в атмосферах ряда СР-звезд, включая "металлические" звезды.

Преимущество в использовании линий из одного мультиплета состоит в том, что для таких линий лучше известны относительные сплы осцилляторов и меньше сказываются возможные ошибки общего хода температурной зависимости с глубиной, вызванные применением ряда приближений при выборе параметров и расчете модели атмосферы звезды. Кроме того, линии Сг II из 30-го мультиплета (за исключением линии А 4876.4 Л) имеют очень близкие значения эффективного фактора Ланде, поэтому можно предположить, что наличие магнитного поля одинаковым образом изменит профили линий Сг II и не исказит ожидаемой зависимости содержания Сг от расстояния до центра Яд.

Исследования вертикальной стратификации в атмосферах химически-пекулярных звезд наиболее Подробно ранее проводились для магнитной БьСг-Еи звезды а2 СУп (НО 112413, НЕ 4915). Всего известно четыре работы, в которых были сделаны попытки анализа вертикальной стратификации химических элементов в атмосфере а2 СУп. Однако общие вопросы о наличии стратификации Сг в атмосферах СР-звезд и о возможности использования линий Сг II из 30-го мультиплета для ее обнаружения оставались открытыми.

Кроме а2 СУп мы изучили вертикальную стратификацию Сг в атмосферах ряда СР-звезд, принадлежащих к типу Ат (15 Уи1, 32 А<1Г, о Peg и 7 Сею) и Ар (10 Ая1, 0 СгВ, 7 Еяи и НИ 7575). Таким образом, в одном исследовании мы попытались охватить аномальные звезды разных типов, имеющих различное содержание Сг - от близкого к солнечному (умеренные Ат-звезды) до повышенного в 10-100 раз (Ар-звезды НЕ 7575 и/3 СгВ).

Для проверки принятой нами методики мы провели исследование вертикального распределения Сх в атмосфере стандартной звезды - Про-циона, которое, как и следовало ожидать, оказалось однородным, ^го свидетельствует о корректности используемых нами атомных данных, методики обработки наблюдений и расчетов синтетических спектрой.

Было установлено различие результатов для Ат- и Ар-звезд. Длй 7 Сет, 32 Ацг, 15 Уи1 и о Peg имеет место небольшое увеличение со^ держания Сг к поверхности звезд. Интересно, что хотя различие в принятых нами эффективных температурах иссЛеДОйаййых Ат-звезд до*

стигает 2300.К, для всех Am-звезд мы получили примерно одинаковый градиент, в точности совпадающий с наклоном зависимости, найденной Зверко и Жижновским (1994) для Сириуса. •

Наше исследование указало на то, что зависимость содержания Сг от глубины практически одинакова для Am-звезд с разными Т,ф и характер этой зависимости резко отличается от градиентов содержания Сг для магнитных CP-звезд из того же интервала эффективных температур.

Анализ показал, что среди Ар-звезд из нашей программы по характеру стратификации Сг резко выделяется а2 CVn. Для этой звезды градиент содержания Сг сравним по абсолютной величине с полученным для Am-звезд. 'Для другой группы, включающей HR 7575, J СгВ и ■) Equ, мы установили значительные положительные 'градиенты содержания Сг, т.е. приповерхностный слой звездной атмосферы оказывается заметно обедненным по сравнению с нижележащими слоями.

На примере ¡i СгВ мы Н)ювели определение того, насколько полученный нами результат при фиксированных атомных параметрах линий Сг чуитствителсн к ошибкам в выборе параметров модели атмосферы.

В заключении перечислены основные результаты диссертации и указан вклад соавторов в совместные работы.

Приложение содержит таблицу с результатами определения содержаний элементов в атмосферах исследуемых звезд.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих статьях:

Личный вклад автора. В диссертации использованы материалы, опубликованные в совместных статьях 2 - 5, 7, 9, 10, 13. 20, 21, 23, 24, 26.

Соавторы статей 2 - 5, 7, 9, 13 и 26 приняли равное участие в проведении расчетов и обсуждении результатов. В подготовке обзора 10 соавторы приняли равное участие. Соавторы публикаций 20, 21, 23. 24 предоставили ряд вычислительных программ и приняли участие в обсуждении результатов, постановка задачи принадлежит автору диссертации. Наблюдательный материал (за исключением эшелльных спектрограмм, полученных в CAO РАН - см. 24) получен лично автором диссертации. Им же лично проведена вся обработка наблюдательного материала, кроме эшелльных спектрограмм. Исследование по диагностике магнитных полей па поверхности 15 Vtil было выполнено в равной степени совместно с Ю.Ю.Савельевой.

1. Саванов U.C. - "Количественный анализ атмосфер двух металлических звезд". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1983. Т.66, С.139-169.

2. Любимков Л.С., Саванов И.С. - "Исследование Ат-звезды 68 Тац методом моделей атмосфер". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1983, Т.67, С.3-12. ;

3. Любимков Л.С., Саванов И.С. - "Иссгндование Ат-звезды 16 Ori методом моделей атмосфер". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1983, Т.68, С.121 133.

4. Любимков Л.С., Саванов И.С. - "Химический состав атмосфер, массы, радиусы и другие параметры четырех Am-звезд". Астрофизика, 1983. Т. 19. вып.З, С.505-511.

5. Любимков Л.С., Саванов И.С, - "Атмосфера Ат-звезды 15 Viil". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1984, Т.69, С.50-58.

6. Саванов И.С. - "Исследование горячей Ат-звезды 43 Peg методом моделей атмосфер". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1985., Т.71, С.144-152.

7. Саванов U.C., Халилов A.M. - "Исследование a Lyr и 7 Gem методом моделей атмосфер". Изв.Крымской астрофиз. обе., 1985, Т.72, С.106-

8. Саванов И.С. "Исследование трех звезд спектрального класса А методом моделей атмосфер". Изв. Крымской астрофиэ. обе.," 1985, Т.73. С.92 101.

9. Любимков Л.С., Саванов И.С. - "Содержание тория в атмосферах Am-звезд". Астрофизика, 1985, Т.22, вып. 1, С.63-74.

10. Boyarclmk А.Д., Savanov l.S. - "The analysis of chemical composition of Am stars atmospheres".- eds. by Cowley C.R. et al.. in "UpperMain Sequence Stars with Anomalous Abundances". 198G, P.433 442.

11. Саванов И.С. "Химический состав атмосферы "металлической" звезды Сириус". Изв. Крымской астрофиз. обе., 1987, Т.76, С.37 40.

12. Savanov l.S. "The abundances of carbon, nitrogen and oxygen in the atmospheres of metallic-line stars", in "Magnetic stars", Proc.ol hiteru. meeting on the problem "Physics and evolution of stars". Eds. by Y.Y.GlaRolevsky. J.M.Kopylov. Nauka, Leningrad, 1988, P.161 ICG.

13. Саванов И.С , Маланушенко В.П. - "О содержании элементов и атмосфер химически-пекулярной звезды Л СгВ". Астрофизика. 1990, Т.ЗЗ. вып.2. С.251 258.

14. Саванов И.С. "Химический состав атмосфер двух быстронраша-юишхея "металлических" звезд". Астрономический журнал, 1993, Т.70, ВЫН.5. C.9G7 975.

15. Саванов И.С. "О возможном присутствии магнитных полей и содержании железа в атмосферах "металлических" Am-звезд". Астрофизика. 1994. Т.37, вып.2. С.188 195.

16. Саванов И.С. - "Новое определение содержаний элементов в атмосфере Ат-звезды 15 Yul". Астрономический журназ, 1995. Т.72, вып.4, С.590 595.

17. Саванов И.С. - "Аномалии содержаний элементов в атмосферах быст{ювращающихся Am-звезд". Астрономический журнал, 1995, Т.72. вып.5. С.733 742.

18. Саванов И.С. - "Об отрицательной корреляции содержаний (C/Fc] [N/Fej, [O/Fej и Fe в атмосферах химически-пекулярных звезд верхней части главной последовательности". Письма в астрономический журнал. 1995, Т.21, вып.10, С.765 771.

19. Саванов И.С. - "Химический состав атмосфер Am-звезд скопления

Волосы Вороники". Астрономический журнал, 1996, Т.73. вып.2. С.221 233.

20. Саванов И.С., Бердюгина С.В. - "Моделирование наблюдаемых аномалий химического состава "металлических" звезд: влияние фактора "пятнистости". Астрономический журнал, 1996, Т.73, вып.5, С.758-7G1.

21. Саванов И.С., Савельева Ю.Ю. - "Магнитные ноля и содержание железа на поверхности карликов поздних спектральных классов". Астрофизика, 1996, Т.39, вып. 1, С.5-17.

22. Саванов И.С. - "О возможной принадлежности "F Str 4077" звезды HD 177645 к бариевым карликам". Астрофизика, 1990, Т.39, вын.2, С.201-209 .

23. Savanov I.S.. Savelyeva Y.Y. - "The Magnetic Field of the "mild" Am Star 15 Vul". in Model Atmospheres aud Spectrum Synthesis. ASP Conference Series, 1996, V. 108, P.262-264. .

24. Бикмаев И.Ф., Мусаев Ф.А., Гатазутдинов Г.А., Саванов И.С., Савельева Ю.Ю ~ "Исследование атмос<(>еры металлической звезды 15 Vul". Астрономический журнал, 1998, Т.75. вын.З, С.411 419.

25. Саванов И.С. - "Химический состав атмосфер Am-звезд скопления Плеяды". Астрономический журнал, 1998, Т.75, вып.4, С.575-585.

26. Саванов Н.С., КочуховО.П. - "Исследование вертикальной стратификации Сг в атмосферах CP-звезд". Письма в астрономический журнал, 1998, Т.24,вып.8, С. 601-614.

ЛИТЕРАТУРА

Абт (Abt Н.А.), 1961. // Astrophvs.J. Suppl. Ser., vol.6, 37-74.

Абт (Abt H.A.), 1979. // Astrophys.J., vol.230, 485-496.

Абт. Левато (Abt H.A., Levato H.), 1977. // Publ. Astron. Soc. Pasific,

voL89.P.29-30.

Абт, Левато (Abt H.A., Levato H.), 1978. // Publ. Astron. Soc. Pasific, vol.90, 201-203.

Абт. Моррел (Abt H.A., Morrell N.I.), 1993. In: Peculiar versus normal

Phenomena in A-type and related stars, eds.M.Dworetsky, F.Castelli, R.Fa-

raggiana. Proc.IAU Coll. No. 138, Trieste, Italy, 384-393.

Адельман (Adelman S.J.), 1994. // Monthly Not.Royal Astron.Soc., vol.271,

355-371.

Алесиан, (Alecian G.), 1996 // Astron. Astrophys., vol.310, 872-878. Боесгард (Bocsgaard A.M. ), 1987. // Astrophys.J., vol.321, 967-974. Борра, Ландстрит (Borra E.F., Landstreet J.D.), 1980. // Astrophys.J. Suppl. Ser.. vol.42. 421-445. .

Буркхарт (Burkbart С.), 1979. // Astron. Astrophys., vol.74, 38-41. Винн и Ламберт (Venn'К. A., Lambert D.L.), 1990. // Astrophys. J.,vol.3G3. 234 244.

Глаголевский, (Glagolevskij Yu.V.) 1988. In: "Magnetic stars", Proe.ol Intern. meeting on the problem "Physics and evolution of stars". Eds. by Y.V.Glagolevsky, J.M.Kopvlov. Nauka. Leningrad. 206 219. Г|»е»есс и др. (Grevesse N., Noels A., Sauval A.J.). 1996. In: Cosmic Abundances. ASP Conference Series, Stephen S. Holt aud George Sonueborn (<k1s.), vol. 99. 117-129.

Зверко, Жижиовский (Zverko J., Ziznovskij J.), 1994. // In: Chemically Peculiar and Magnetic Stars / Eds Zverko J., Ziznovskij J., Astron. last., Slovak Academy of Sei., Tatranska Lomnica, 110-113. Кларет. Гимене» (Claret A., A.Giuienez A.), 1989. // Astron. Astrophys. Suppl.Ser.. vol.81. 1 35.

K.iajwr и Гименеч (Claret A.. Gimcuez A.), 1991. // Astron. Astrophys. Suppl.Ser.. vol.87. 507-512.

■Копти (Conti P.S.). 1970. // Publ. Astron. Soc. Pa-sific. vol.82. 781-808. Копти, ваи дел Хеувель (Conti P.S., van den Heuvel E.P.J.), 1970. // Astron. Astrophys.. vol.9, 466-471.

Копти, Стром (Conti P.S., Strom S.E.), 1968. //Astrophys.J.. vol.152,483 492. '■

Куруц (Kurucz R.L.), 1979. // Astrophys.J. Suppl. Sen, vol.40. 1 340. Любимков Л.С..1980. // Нзв.Крымской астрофт.обс.. T.62, C.44 53. Матис (Mathvs G.), 1988. In: Elemental Abudauce Analyses, eds. Adelman S.J.. Lanz Т., 101-113.

Менгел и др. (Mengel J.G.. Sweigart A.V.. Demarque P., Gross .G.), 1979. //Astrophys.J. Suppl. Ser.. vol.40, 733-791.

Мишо и др. (MichaudG., Charland Y., Vauclair S., Vauclair G.). 1976. // Astrophys.J., vol.210. 447-465.

Норт {North P.), 1993. Chemically peculiar stars in clusters: Upper and lov.Tr age limits of CP stars. In: Peculiar versus normal Phenomena in

A-type and related stars, Eds. by M.Dworetsky, F.Castelli, R.Faraggiana. Proc.IAU ColL No.138, Trieste, Italy, P.577-591.

Престон (Preston G.W.), 1974. // Annual Rew. Astron. Astrophys., vol.12, 257-277.

Рейсов (Renson P.), 1988. // Astron. Astrophys. Suppl.Ser., vol.76, 127135.

Роби, Ламберт (Roby S.W., Lambert D.L.), 1990. // Astrophys.J. Suppl. Ser., vol.73, 67-102.

Роман и др. (Roman N.G., Morgan W.W., Eggen O.J.), 1948. //Astrophys.J., vol.107, 107-109.

Слеттебак (Slettebak A.), 1955. // Astrophys.J., vol.121, 653-659. Смит (Smith M.A.), 1971. // Astron. Astrophys., vol.11, 323-344. Смит (Smith M.A.), 1972. // Astron. Astrophys. Suppl.Ser., vol.5, 81-108. Смит (Smith M.A.), 1973. // Astrophys.J. Suppl. Ser., vol.25, 277-314. Смит (Smith M.A.), 1974. // Astrophys.J., vol.181, 101-111. Стенфло и Линдегрен (Stenflo J,0. et Lindegren L.), 1977. // Astron. Astrophys., vol.59, 367-378.

Титус, Морган (Titus J., Morgan W.W.), 1940. // Astrophys.J., vol.92, 256-261.

Фрил, Боесгаард (FSriel E.D., Boesgaard A.M.), 1992. // Astrophys.J., vol.387, 170-180.

Шарбонне (Charbonneau P.), 1993. In: Peculiar versus normal Phenomena in A-type and related stars, eds.M.Dworetsky, F.Castelli, R.Faraggiana. Proc.IAU Coll. No. 138, Trieste, Italy, 474-489.

Шарбонне, Мяшо (Charbonneau P., Michaud G.), 1991. // Astrophys.J., vol.370,693 708.

Яшек, Яшек (Jaschek С, Jashek M.), 1967. In: The Magnetic and Related Stars, Proceedings of the AAS - NASA Symposium on the magnetic and other peculiar Mid metallic - line A stars, R.C.Cameron eds., Mono Book Co, Baltimore, 287-301.

И .С. СаААноа

АТМОСФЕРЫ "МЕТАЛЛИЧЕСКИХ" ЗВЕЗД: ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ

Зм. N19 Ун. «эд- л. - 2.0 Тираж 100 Кримскаа астрофизическая обсерватория

Д. 2^/^.9^-31 34/05-

/у ' «Л/ - / с^ ^

/

КРЫМСКАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи УДК 524.3-85

Саванов Игорь Спартакович

АТМОСФЕРЫ "МЕТАЛЛИЧЕСКИХ" ЗВЕЗД: ФИЗИЧЕСКИЕ УСЛОВИЯ И ХИМИЧЕСКИЙ СОСТАВ

Специальность 01.03.02 - астрофизика, радиоастрономия

Диссертация на соискание учёной степени доктора физико - математических наук

Научный, 1998

Грез):^ ВАК России

[ оешение от

19_г., №.

присудил ученую степень ДОКТОР/:-. \

V

^ V

Введение.............................................................7

Глава 1. Основные свойства "металлических" звезд.

1.1 Определение класса "металлических" звезд.....................18

1.2 Фотометрические исследования..................................20

1.3 Эффективные температуры "металлических" звезд, их светимость и положение на диаграмме Герцшпрунга- Рессела..................21

1.4 Спектральная и фотометрическая переменность................24

1.5 Двойственность и вращение......................................25

1.6 Содержания элементов. .........................................27

1.6.1 Результаты анализа нормальных звезд.......................27

1.6.2 Исследование химического состава атмосфер "металлических" звезд..................................................................29

1.7 Влияние эффектов отклонений от ЛТР.........................37

1.8 Происхождение аномалий содержаний элементов...............38

Глава II. Наблюдательный материал и его обработка.

2.1 Описание фотографического наблюдательного материала и его обработка...............................................................45

2.2 Наблюдательный материал, полученный в 1985 - 1995 годах с ПЗС - камерами......................................................53

2.3 Сопоставление наших результатов измерений эквивалентных ширин линий по фотографическим наблюдениям с результатами других авторов...............................................................60

2.4 Сопоставление наших результатов измерений спектрограмм, полученных в ходе наблюдений с ПЗС - матрицей, с результатами наших фотографических наблюдений и данными других авторов...........67

Глава III. Анализ звездных спектров методом моделей атмосфер.

3.1 Основные принципы выбора параметра моделей атмосфер. Вычислительная процедура................................................75

3.2 Определение эффективной температуры и ускорения силы тяжести...................................................................79

3.3 Микротурбулентность...........................................93

3.4 Определение эволюционных параметров Am - звезд...........104

3.5 Выбор системы сил осцилляторов..............................115

Глава IV. Химический состав атмосфер "металлических" звезд и ряда нормальных звезд спектрального класса А.

4.1 Введение........................................................124

4.2 Химический состав атмосферы а Lyr...........................124

4.3 Химический состав атмосферы а СМа.........................132

4.4 Химический состав атмосферы j Gern..........................137

4.5 Химический состав атмосферы 15 Vul..........................142

4.6 Химический состав атмосфер двух быстровращающихся "металлических" звезд - а Спс и ß Ari по фотографическому наблюдательному материалу...........................................................151

4.7 Химический состав атмосфер быстровращающихся "металлических" звезд, установленный по наблюдательному материалу, полученному с ПЗС- приемниками.........................................159

4.8 Общее рассмотрение содержаний элементов....................171

4.9 Точность определения содержаний элементов..................177

4.10 Сравнение химического состава атмосфер Am - звезд с результатами определений других авторов...................................187

ГЛАВА V. Химический состав атмосфер "металлических" звезд и ряда нормальных звезд спектрального класса А скоплений Волосы Вероники и Плеяды.

5.1 Введение........................................................197

5.2 Исследование звезд скопления Волосы Вероники..............199

5.3 Анализ химического состава 5 Ат-звезд из скопления Волосы Вероники на основании эквивалентных ширин линий, опубликованных Смитом (1972).......................................................209

5.4 Исследование звезд скопления Плеяды.........................213

5.5 Обсуждение результатов........................................218

5.6 Заключение.....................................................230

ГЛАВА VI. Определения содержаний легких элементов (углерода, азота, кислорода и серы) в атмосферах Аш — звезд.

6.1 Введение........................................................231

6.2 Содержания углерода, азота и кислорода......................232

6.3 Сера............................................................246

ГЛАВА VII. Анализ особенностей химического состава атмосфер Ат— звезд.

7.1 Введение........................................................250

7.2 Наблюдательные закономерности в аномалиях содержаний элементов...............................................................252

7.2.1 Содержания элементов - содержание железа...............252

7.2.2 Содержания элементов - эффективная температура........268

7.2.3 Содержания элементов - вращение..........................274

7.2.4 Содержания элементов - светимость, масса и возраст......279

7.3 Сопоставление химического состава атмосфер Ат- звезд с предсказаниями теории диффузии.......................................292

7.3.1 Общее описание гипотез о происхождении аномалий химическо-

го состава СР звезд..................................................292

7.3.2 Магнитная аккреция........................................294

7.3.3 Теория диффузии...........................................295

7.3.4 Четно - нечетный эффект...................................297

7.3.5 Содержания Не в атмосферах "металлических" звезд......300

7.3.6 Содержания С, N и 0.......................................301

7.3.7 Аномалии содержания кальция и скандия.................. 315

7.4 Заключение.....................................................319

ГЛАВА VIII. Особенности атмосфер "металлических" звезд — "пятнистость" поверхности, магнитные поля, стратификация элементов с высотой.

8.1 Моделирование наблюдаемых аномалий химического состава "ме-

таллических" звезд: влияние фактора "пятнистости"..............322

8.1.1 Введение.....................................................322

8.1.2 Постановка задачи и метод анализа.........................323

8.1.3 Анализ и его результаты....................................326

8.1.4 Обсуждение результатов моделирования....................330

8.1.5 Заключение..................................................332

8.2 Диагностика магнитных полей на поверхности "металлической" звезды 15 Уи1........................................................332

8.2.1 Введение.....................................................332

8.2.2 Диагностика магнитного поля солнечного типа в атмосфере 15 Уп1................................................................336

8.2.3 Заключение..................................................343

8.3 Исследование вертикальной стратификации Сг в атмосферах СР

звезд...............................................................347

8.3.1 Введение.....................................................347

8.3.2 Предыдущие исследования вертикальной стратификации в атмосфере а2 СУп.....................................................350

8.3.3 Методика анализа линий Сг.................................352

8.3.4 Обсуждение результатов....................................365

Заключение.......................................................371

Литература........................................................379

Приложение.......................................................410

Актуальность проблемы. Диссертационная работа посвящена одной из актуальных проблем современной астрофизики - исследованию содержания химических элементов на звездах. О важности этой проблемы свидетельствует тот факт, что она тесным образом связана с такими фундаментальными вопросами, как происхождение химических элементов, эволюция звезд и галактик. Еще три - четыре десятилетия назад наши знания в этой области исследований были не столь глубоки, значительный прогресс произошел в последние 20 - 30 лет, благодаря появлению высококачественного наблюдательного материала (вследствие применения твердотельных приемников излучения и новых больших телескопов) и широкому распространению вычислительной техники и совершенных вычислительных методов. К настоящему времени идет процесс получения обширной информации о физических параметрах и химическом составе большого числа звезд, качественно отличающейся от той информации, которую удавалось получать ранее. При этом были существенно уточнены или пересмотрены представления о химическом составе некоторых типов звезд.

Выполненная работа посвящена результатам наблюдательного исследования атмосфер "металлических" (Ат- ) звезд - одной из групп химически-пекулярных (СР- ) звезд верхней части главной последовательности. Общим свойством СР-звезд является то, что в их спектрах сшомально либо усилены, либо ослаблены линии атомов и ионов многих химических элементов. В то же время основные индикаторы физических условий в атмосферах СР-звезд соответствуют нормальным звездам таких же спектральных классов. Это обстоятельство привело к тому, что стали возможными оценки химического состава СР-звезд с использованием хорошо известных методов, разработанных для исследования атмосфер нормальных звезд. Вследствие того, что интервал эффективных температур, занимаемый СР-звездами, достаточно ве-

лик - от 7000 К до 20000 К - их спектры значительно различаются по виду и по интенсивности присутствующих в спектрах линий. Однако разделение СР-звезд на группы принято проводить не по виду спектра, который может определяться температурой звезды, а по физическим свойствам и по особенностям химического состава их атмосфер.

"Металлические" (Ат-звезды, СР1 - по классификации Престона, 1974) звезды принято относить к первой группе химически-пекулярных звезд вехней части главной последовательности. Подробное описание свойств звезд этой группы, являющихся предметом исследования настоящей диссертационной работы, будет дано нами ниже во введении и в главе I.

Вторую группу составляют более горячие и массивные ртутно-мар-ганцевые звезды (Мп^-звезды, СРЗ). Для их спектра характерно большое число линий Mn.II, в нем часто присутствует линия, ото-

о

ждествляемая с линией ^ II А 3984 Л. Эти звезды располагаются в области спектральных классов А0-В8, соответствующей эффективным температурам от 10000 К до 14000 К. Исследования МпВ^-звезд не привели к обнаружению их спектральной и фотометрической переменности, а также наличия магнитных полей на их поверхности.

Третья более обширная группа во многом отличается от первых двух по свойствам и включает в себя магнитные звезды (Ар-звезды, СР2). Эти звезды встречаются практически во всем интервале спектральных классов от Г0 до ВО. Наиболее характерными для химического состава атмосфер этих звезд являются большие избытки содержаний Сг, Бг, Ей, а также ряда редкоземельных элементов. К числу общепризнанных свойств Ар-звезд следует отнести - периодические изменения интенсивностей и профилей линий в их спектрах с периодами порядка нескольких суток (а также недавно открытыми более короткими периодами от 4 до 16 минут - группа холодных пульсирующих го Ар-

звезд), периодические изменения блеска и цвета Ар-звезд, присутствие на поверхности Ар-звезд магнитных полей, достигающих десятков тысяч Гаусс.

Четвертая группа химически-пекулярных звезд включает в себя звезды с аномальным содержанием гелия (Не weak - звезды, СР4). Часть звезд этой группы тесным образом связана с СРЗ звездами, они имеют в своих спектрах сильные линии РII, Gall и YII; другая часть СР4-звезд, возможно, близка по свойствам к СР2-звездам с сильными линиями Si II и имеющими на поверхности магнитные поля. СР4-звезды относятся к числу горячих химически-пекулярных звезд, их эффективные температуры составляют от 13000 К до 18000 К.

Наконец, завершая обзор основных групп химически-пекулярных звезд верхней части главной последовательности, следует упомянуть группу звезд с дефицитом металлов - звезды типа Л Boo, звезды типа 6 Del, звезды ранних спектральных классов В с повышенным содержанием гелия. Основные свойста химически-пекулярных звезд перечисленных выше типов можно найти в публикациях совещаний и коллоквиумов MAC, включая "Physics of Ap-stars", Вена, 1975 год, "Upper Main Sequence Stars with Anomalous Abundances", Крым, 1986 год, "Peculiar versus Normal Phenomena in A-Type and Related Stars", Триест, 1993 год, "Model Atmospheres and Spectrum Synthesis", Вена, 1995 год и др.

Перейдем к краткому описанию свойств предмета исследования диссертационной работы - "металлических" звезд. Согласно классическому определению, "металлические" звезды являются объектами, в спектрах которых наблюдается более слабая К линия Ca II, чем ожидается по металлическим линиям (Титус и Морган, 1940).

Конти (1970) уточнил определение группы Am-звезд: "Явление "ме-талличности" присутствует в звездах с относительным недостатком

кальция (и/или скандия) и/или относительным избытком элементов группы железа и тяжелее".

Как указывалось, к настоящему времени опубликован ряд обзоров, посвященных особенностям CP-звезд верхней части главной последовательности, в том числе и "металлическим" звездам. Помимо указанных выше публикаций, значительный вклад в описание свойств звезд рассматриваемой группы был сделан в обзорах Конти (1970), Престона (1974), Хохловой (1981), Вольфф, (1983), а также в материалах перечисленных выше коллоквиумов MAC - 1975 года, 1986 года, 1993 года, 1995 год и др.

Следуя этим обзорам, кратко перечислим основные свойства, присущие Ат-звездам.

1. Ат-звезды встречаются среди звезд с эффективными температурами от 7200 К до 10200 К.

2. Средняя проекция скорости вращения для Am-звезд много ниже, чем для нормальных звезд спектрального класса А. Согласно исследованию Буркхарт (1979) величина средней проекции скорости вращения звезды на луч зрения равна 33 км/с для Am-звезд и 141 км/с для нормальных А звезд.

3. Двойственность широко распространена среди Am-звезд (Абт, 1961).

4. На поверхности Am-звезд, согласно поляриметрическим измерениям Борра и Ландстрита (1980), должны отсутствовать магнитные поля.

5. Нет оснований считать, что явление металличности связано с эволюционным статусом Am-звезд. Согласно данным о 49 Am-звездах в 14 открытых скоплениях (Абт, 1979) "металлические" звезды встречаются в очень молодых скоплениях, имеющих возраст t < 106 лет. Частота встречаемости Am-звезд в скоплениях не зависит от возраста

скоплений. Доля Ат-звезд среди звезд скоплений и среди звезд поля примерно одинакова.

6. Отсутствует фотометрическая переменность Ат-звезд в различных фотометрических системах.

7. Отсутствуют указания на неоднородное распределение элементов по поверхности у Ат-звезд.

8. Аномальные интенсивности линий в спектрах Ат-звезд соответствуют реальным аномалиям содержаний в атмосферах этих звезд.

Перечисленные выше свойства указывали, что при изучении атмосфер "металлических" звезд нет необходимости учитывать наличие сильных магнитных полей, значительной "пятнистости" поверхности и переменности спектров и блеска. Процесс исследования при этом существенно упрощается, и для анализа Ат-звезд вполне может быть применен традиционный метод моделей атмосфер.

Целью настоящей работы является анализ физических условий и химического состава "металлических" звезд, основанный на однородном наблюдательном материале, полученном диссертантом, и выполненный методом моделей атмосфер. Основу работы составляют выполненные автором высокодисперсионные спектральные наблюдения, полученные первоначально на фотографических пластинках, а с 1985 года- с применением ПЗС-камер. В программу наблюдений было включено свыше 40 звезд спектрального класса А, включая звезды поля и принадлежащие скоплениям, а также спектрофотометрический стандарт а Ьуг. В ряде случаев для анализа привлекались результаты измерений эквивалентных ширин линий в спектрах Ат-звезд, опубликованные в литературе. Общий объем наблюдательного материала, используемого в диссертационной работе, составляет около 60 фотографических спектрограмм для 10 звезд и более 500 ПЗС-спектрограмм для четырех десятков "металлических" звезд. Один из важных этапов

исследования состоял в тщательном определении параметров моделей атмосфер исследуемых звезд. Большое внимание было уделено точности определения содержаний элементов. Автором работы проведен тщательный отбор и редукция величин сил осцилляторов. Наличие однородных данных о химическом составе атмосфер Ат-звезд позволяет установить особенности аномалий содержаний элементов, присущие этой группе звезд, и провести сопоставление с предсказаниями гипотез, объясняющих эти аномалии.

Структура работы. Диссертация состоит из введения, восьми глав, заключения и списка цитируемой литературы (325 наименований), она содержит 231 страницу машинописного текста, 95 рисунков, 51 таблицу. Общий объем диссертации составляет 414 страниц.

Во введении кратко указаны основные особенности "металлических" звезд, обоснована актуальность темы, ее научная и практическая ценность.

В главе I содержится обзор основных сведений о "металлических" звездах.

Глава II посвящена описанию полученного наблюдательного материала, методике измерений и сопоставлениям результатов измерений.

В главе III рассматриваются вопросы, связанные с определением параметров моделей атмосфер- эффективной температуры, ускорения силы тяжести и микротурбулентной скорости, приводятся оценки эволюционных параметров Ат-звезд. В этой же главе рассмотрена проблема выбора системы сил осцилляторов.

Глава IV содержит результаты определений химического состава атмосфер "металлических" звезд, анализ точности определений содержаний элементов.

Глава V посвящена результатам анализа содержаний элементов в атмосферах "металлических" звезд, принадлежащих скоплениям Во-

лосы Вероники и Плеяды.

В главе VI приводя