Эволюция звезд асимптотической ветви гигантов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

МОСКОВСКИ!! ГОСШРСТВЫПШЯ УНИВЕРСИТЕТ им.М.В.Ломоносова Государственный астрономический институт ом. И.К.Штернберга

На правах рукописи

ФРАНЦШШ Юрий Львович ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД АСИЬШОТЖНЖОЙ ВЕГВРГ ШГАНТОВ

Специальность 01.03.02 - Астрофизика, радштасгроншиж

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва - 1991

Работа выполнена в РадиоастрофгаическоЙ обсерватории Латвийской Академии наук.

Официальные оплоненты:

доктор физико-математических наук Ю.Н.ЕХРЕШВ доктор физико-математических наук Т,А.КИЛЛЕР доктор физико-математических наук А.Г.МАСЕВИЧ

Ведущая организация - Ленинградский государственный университет (математико-мехаюгаеский факультет)

на заседании специализированного совета Д.053.05,51. Московского государственного университета им. Ы.В.Ломоносова по адресу: 119899, Москва, Университетский яроспакт, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Государственного астроношческого института им. П.К.Штернберга 'МГУ (Москва, Университетский проспект, 13).

Защита состоится

Автореферат разослан

Ученый секретарь специализированного совета, кандидат физ.-мат.наук

Л.Н.Бондаренко

QEGÄil ХАРАКТЕРИСТИКА РАЕОШ

Актуальность т&ж исследований. Асимптотическая ветвь гигантов (АВГ) - это конечная стадия ядерной эволюции звезд малой и средней массы, от Иф до ~8 М0 , На стадии АВГ находятся звезды с особенности химического состава, которые изучаются уже в течение многих лег. Это углеродные звезды класса М , ¿-звезды. С этой стадией, по-видимому, непосредственно связано наличие особенностей состава бариевых звезд. Исключительное внимание, проявляемое в последнее время наблюдателями и теоретиками к изучении звезд на этой стадии, которую проходят примерно 90$ всех звезд, вызвано несколькими -причинами: от интенсивности процесса потери массы звездой на АВГ зависит ее конечная судьба - превратится ли она после сброса планетарной туманности в белый карлик, или, если вырожденное углеродно-кислородное ядро звезды успеет достичь предела Чандрасекхара (1,4 Mg), должен произойти взрыв сверхновой; звезды АЯГ являются основным источником вещества, которое обогащает межзвездную среду (и последующие поколения звезд) веществом с изменившимся в результате ядерных реакций составом (обогащенным, в основном, углеродом и элементами ¿-процесса); изучение химического состава атмосфер звезд АБГ и сравнение его с составом других звезд предоставляет возможность судить о ядерных процессах и физических условиях (о температуре, о процессах перемешивания) в недрах звезд; будучи объектами высокой светимости, звезды АВГ могут определять интегральную светимость (и цвет) некоторых звездных агрегатов. Эти звезды наблюдаются не только в нашей Галактике, но и в соседних галактиках, что позволяет изучать историю их звездообразования и эволюцию их химического состава.

За последние 10-12 лет как теоретическое изучение стадии АНГ, так и наблюдения звезд, находящихся на этой стадии, проводятся интенсивно во многих астрономических центрах. Важные результаты получены путем внеатмосферных наблюдений. Результатам исследований били посьящены целиком или частично несколько проведенных недавно международных симпозиумов и конференций. Удалось качественно объяснить многие результаты наблюдений. Однако в количественном отношении наблюдения и теория во многом не согласовывались. Кроме того, были еще наблюдения, которые в рамках существующей теории объяснить вообще не удавалось.

Цель работы. Основной целью исследований являлось развитие теории ядерной эволюции звезд на поздних стадиях. Конкретные задачи бита следующие:

1. Уточнение и обобщение теории эволюции звезд на АЕГ путем сравнения наблюдения с результатами моделирования населений звезд этой стадии.

2. Интерпретация наблюдений разных классов звезд, находящихся на АЕГ, а также других объектов, связанных с этой стадной.

3. Исследование истории звездообразования и химической эволюции Магеллановых Облаков на основании расчетов населений звезд АВГ.

4. Исследование вклада вещества, теряемого звездами АВГ, в химический состав ыекзьездной среды в Галактике.

Научная новизна. Все основные положения, выносимые на защиту, содержат оригинальные результаты, т.е. являются новыми. Большая часть их получена путем применения разработанной автором методики теоретического моделирования населений звезд. Основные результаты приведенные в диссертации и определяющие научную новизну, следующие:

1. Рассчитана и подробно проанализирована {ункции светимости звезд АЕГ в »агеллановшс Облаках и (функции касс белых карликов в окрестностях Солнца. Впервые получено хорошее согласие расчетов с наблюдениями. Показало, что в звездах АВГ, при достижении ими определенной светимости, происходит внезапное сильное увеличение интенсивности потери массы.

2. Впервые количественно объяснено большое различие отношений числа углеродных и.кислородных звезд ( Ыс/Иц ) в разных галактиках. Показано, что для согласования теории и наблюдений не достаточно учитывать лишь различия начального химического состава звезд. Необходимо предполагать внезапное увеличение интенсивности потеря массы звездами на АВГ (это является еще одним, и

не последним, аргументом в пользу такого предположения). Кроме того, впервые показано, что величина Nc/Nm в большой мере зависит от учета ранней стадии эволюции на АВГ, когда в гелиевом слоевом источнике еще на происходят тепловые вспышки. Хотя эта стадия теоретически исследована уже около 10 лет назад, до сих пор в исследованиях других авторов она не учитывалась.,

3. Впервые теоретически получено распределение отношения С/0 (углерода к кислороду) в атмосферах углеродных звезд в Галактике, объяснен факт уменьиения величины С/0 о увеличением светимости звезд. Показано, что в Галактике углеродными могут становиться лишь звезды малых масс (начальная масса М <1,5 Этим, объясняется отсутствие углеродных звезд в рассеянных скоплениях.

4. Путем моделирования населений звезд АВГ в Большом !,Нигелла-новом Облаке (3.10) л в Малом Магеллановом Облаке (ШО) впервые получен результат, заключающийся в том, что окончательной фазой эволюции звезд на АЗГ высокой светимости в iJJO может быть вспышка сверхновой. В Н.!0 таких звезд нет. Впервые также показано, что

различие интенсивности потери кассы звездами на АЕГ в НЛО и в ШО может достигать почти порядка величины.

5. Проведено моделирование АЗГ скоплений звезд с начальным хи-ыическш составом, соответствующим ШО и ШО. Впервые получены оценки ожидаемого количества углеродных и кислородных звезд в скоплениях в зависимости от возрастав химического состава, потери массы. Объяснено отсутствие углеродных звезд в старых скоплениях. Определен возраст 13 скоплений в ШО и 32 - в ШО. На осно-ванш! учета ранней стадии АБГ явилась возможность выявить скопления, возраст которых оказался на 1,5 порядка (!) меньше, чем предо

полагалось ранее. Показано, что в ШО, по-видимому, ~ 5*10 лет назад произошла вспышка звездообразования, причем эволюция химического состава £¡.10 в прошлом была неоднородна, как во времени, так и в пространстве.

6. Впервые показано, что ^-звезды в Магеллановых Облаках находятся не на стадии тепловых вспышек, а на ранней стадии АНТ.

?. Вперъие рассчитан вклад звезд АВГ в содержание радиоактивного изотопа ~°А£ в межзвездной среде в Галактике. Показано, что при помощи этого механизма хорошо объясняются наблюдения (если потеря массы звездами на АВГ увеличивается скачкообразно при достижении звездой определенной светимости).

8. Впервые проведено моделирование населений звезд АВГ с избытком элементов 4-процесса (согласно сценарию эволюции - образование этих звезд происходит в результате обмена массой в двойных системах). Рассчитаны относительное количество таких звезд на главной последовательности, ветви субгигантов, относительное количество бариевых звезд.'Результаты согласуются с наблюдениями.

Научная и практическая ценность работы. Научная и практическая ценность работы определяется тем, что полученные результаты в значительной мере завершают построение количественной теории ядерной эволюции звезд. Это дало возмотаость по-новому подойти к интерпретации природы многих классов астрономических объектов и изучить их эволюцию.

Практическая ценность работы состоит также в том, что разработанная методика в дальнейшем, по мере получения новых результатов наблюдений, даст, возможность получать новые результаты для статистических исследований.

Некоторые результаты проведенных исследований содержат рекомендации для проведения наблюдений. Это относится к исследованиям количества углеродных и кислородных звезд в скоплениях в зависимости от их возраста и начального химического состава, к возможности наблюдения изотопа А1 в звзэдах, к поискам звезд с увеличенным содержанием элементов 6-процесса среди звезд главной последовательности, субгигантов и гигантов.

Основные положения, выносимы» на защиту.

1. При помоыи разработанной диссертантом методики моделирования населений звезд подучены функции светимости звезд АБГ в Магеллановых Облаках. Эти функции светимости согласованы о наблюдениями путем вариаций интенсивности процессов перемешивания в недрах звезд и интенсивности потери массы.

2. Показано, что интенсивность потери массы звездами АВГ . скачкообразно возрастает по достижении этими звездами определенной светимости. Это утверждение подтверждается путем моделирования следующие зависимостей и величин: функции светимости звезд АЗГ в Магеллановых Облаках, функции масс белых карликов

в окрестностях Солнца, относительного количества углеродных и кислородных звезд в разных галактиках, светимости звезд АБГ в шаровых скоплениях в Магеллановых Облаках с известным возрастом,

Ой

вклада звезд АВГ в содержание радиоактивного изотопа AI в межзвездном веществе в Галактике.

3. Объяснено наличие большого различия отношений количества углеродных и кислородных звезд в разных галактиках. Показано, что для согласования теории и наблюдений, кроме различий начального химического состава звезд, необходимо принимать во внимание большое количество М-звезд, находящихся на ранней стадии эволюции звезд на АВГ, когда обогащения оболочки углеродом не происходит.

4. Показано, что в Галактике углеродными могут, становиться лишь звезды малой массы (Ы <1,5 Mq), следствием чего является отсутствие таких звезд в рассеянных скоплениях.

5. Установлено большое различие в интенсивности потери массы в конце эволюции на АВГ звездами ШО и ШО. Следствием этого является предположение, что окончательной фазой эволюции звезд 6-8 в '.ШО можно ожидать вспышки сверхновой, а в БМО конечной стадией эволюции всех звезд АВГ являются белые карлики.

6. Получены оценки ожидаемого количества углеродных и кислородных звезд в типичных скоплениях в зависимости от возраста, халического состава, интенсивности потери массы звездами. Объяснено отсутствие углеродных звезд в шаровых скоплениях.

7. Определен возраст 13 шаровых скоплений в ШО и 32 - в К.!0. Выявлены скопления, возрасты которых на 1,5 порядка меньше по сравнению с определенны!,ж другиш авторами.

8. Показано, что история процесса звездообразования в М.50 и НЛО и химическая эволюция этих галактик различны. Эволюция химического состава К«0 неоднородна как во времени, так и в пространстве. ...

9. Показано, что наличие в межзвездной среда в Галактике радиоактивного изотопа

2бАе

объясняется его образованием в звездах AST.

10. Проведено моделирование населений звезд с избытком Ь-элементов (звезды главной последовательности с увеличенным содержанием элементов ¿-процесса, субгигангы СН, бариевые звезды) согласно эволюционному 'сценарию образования этих звезд в результате обмена массой в двойных системах. Показано, что в большинстве бариевых звезд особенности химического состава приобретены, когда они находились еще на главной последовательности. Полученная в результате теоретических расчетов частота бариевых звезд среди красных гигантов соответствует наблюдениям. Получено подтверздение равномерного распределения начальных масс отношений компонент двойных систем в широком диапазоне изменения, этой величины. . .

Апробация результатов. Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на II международных.конференциях (всего. 13 докладов): 6-е совещание Проблемной комиссии "Физика и эволюция звезд" Многостороннего сотрудничества АН социалистических стран, Бург (Германия), 1980; Симпозиум "Химический состав и эволюция звезд" Многостороннего сотрудничества социалистических стран "Оизика и эволюция звезд", Шемаха, 1980; Шестое советско-финское астрономическое совещание, Таллин, 1986; 106 коллоквиум MAC "Эволюция пекулярных красных гигантов",Блушщгтон (США), 1988; Конфе-'h

ренция "Нестационарные стадии эволюции звезд" Многостороннего сотрудничества социалистических стран "Физика и эволюция звезд", CAO, 1988; IX Европейская региональная астрономическая.конференция "Новые окна во вселенную", Тенериф (Испания), 1989; Международный коллоквиум "От мир к планетарным туманностям: каков путь звездной эволюции?", Монпелье (Франция), 1989; Конференция астрономов Северной Балтии, Упсала (Швеция), 1990; Региональный Тихоокеанский коллоквиум "Новые рубежи в изучении двойных звезд", Сеул (йшая Корея), 1990; прочитаны лекции на мевдународных школах молодых астронов в Бшще (Германия), 1981, и в Варшаве (Польша), 1987; на 8 Всесоюзных конференциях: Совещание "Эволюционное состояние звезд поздних спектральных классов с пекуляр-носгяма химического состава", Юрмала, 197?; III Всесоюзное совершив по сверхновым звездам, Москва, 1987; Совещание "Звездные скопления", Свердловск, 1986; Научная конференция "Холодные гиганты", Рига, 1987; Совещание "Кинематика и динамика звездных систем" Рабочей группы "Звездные скопления и агрегаты" Астрономического совета АН СССР, Ленинград, 1988; Совместное совещание рабочих групп "Нормальные галактики" и "Галактика" Астрономического совета АН СССР, Киев, 1988; Второе совещание прибалтийских астрономов "Сизика звезд и галактик", Юрмала, 1990; Всесоюзная конференция "Астрономия сегодня", Нигагой Новгород, 1991; а такке, на заседании Отделения физических и технических наук Латвийской АН в 1989 г.; неоднократно на заседаниях.Ученого совета Радиоастрофизической обсерватории Латвийской АН; на семинаре Сектора физики И эволюции звезд Астрономического совета АН СССР в 1988 и 1991 гг. на семинаре Кафедры астрофизики Ленинградского государственного университета в 1990 г.; неоднократно на семинаре Отдела астрофизики Радиоастрофизической обсерватории Латвийской^АН.

Публикации. Личный вклад автора. По теме диссертации авторш опубликованы 23 работы, из них одна - с соавтором. Список работ помещен в конце автореферата.

Постановка.задачи принадлежит автору диссертации, изложенные результаты получены самостоятельно. В единственной совместной статье использованы наблдцения проведенные соавтором, теоретическая их интерпретация сделана автором диссертации.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введения, семи глав, заключения и выводов и списка цитированной литературы. Диссертация содержит 251 страницы основного текста, 59 рисунков, 16 таблиц. Список цитированной литературы содержит 348 наименований.

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Введение. Во введении кратко оиисана актуальность изучения стадии эволюции АБТ, приведено краткое изложение содержания глав диссертации. ............

Глава I. Асимптотическая ветвь гигантов

В начале главы приведены общие сведения о стадии эволюции АВГ, дается краткая история теоретического изучения моделей звезд на этой стадии, приведены основные результаты. Далее суммированы те результаты наблюдений, которые в дальнейших главах и разделах использованы для сравнения с теоретическими исследованиями (особенности химического состава звезд АВГ, кислородные й углеродные звезды, распределение звезд АВГ по светимостям в Магеллановых Облаках, интенсивность потери массы этими звездами).

В разделе 1.2. описана использованная в диссертации методика моделирования населений звезд АВГ, которая с определенными модификациями использовалась для получения результатов, представлен-

них и в последующих главах. Выделено значение учета ранней стадии эволюции на АНГ (до начала тепловых вспышек в гелиевом слоевом источнике), когда слоевой источник неактивен, большая часть энергии в звезде генерируется в гелиевом источнике. В работах других авторов эта стадия обычно не учитывалась, что часто приводило к ошибочным результатам.

Далее, начиная с раздела 1.3.1., приведены результаты моделирования населений АВГ. Путем варьирования предположений о физических процессах, происходящих в звездах АВГ, удалось получить функции светимости этих звезд, хорошо совпадающие с полученными в результате наблюдений звезд Магеллановых Облаков. Было сделано предположение (основывающееся на недавно опубликованных результатах точных вычислений моделей звезд АВГ) о том, что вынос вещества с проэьолюцлонировавшим химическим составом происходит уже в звездах с малсмссивнили ядрами Ш ~ 0,5 ). Кроме того, при расчетах учитывался очень большой рост интенсивности потери массы звездани АВГ, начиная с определенной светимости.

Глава 2. Распределение белых карликов по массам

Т.к. б&льшая часть белых карликов является конечной стадией эволюции звезд малик и средних масс, сведения о распределении масс белых карликов позволяют судить о процессах на предыдущей стадии (на АВГ), которую проходят эти звезды. В этой глава приведены результаты вычислений функций масс белых карликов, которые сравнивались с наблюдения:,ш масс белых карликов в окрестностях Солнца. Результаты расчетов показывают, что в предположении относительно потери массы, согласно закону Рейыерса (полученному для обычных красных гигантов), не удается объяснить узкое распределение масс у значения 0,5-0,6 ¡,1© и очень незна-

чительное количество белшс карликов с М> 1,0 Mq , даже g учетом сброса оболочки планетарной туманности. Однако результаты расчетов хорошо соответствуют наблюдениям, если предположить, что интенсивность потери массы значительно увеличивается с ростом светимости звезды на АВГ, причем скачок интенсивности потери массы должен происходить уже на сравнительно ранней стадии эволюции на АВГ, когда болометрическая величина.звезды.М tet -ч-Б""^..

■ Глава 3. Приложение результатов моделирования населений звезд АВГ. Эта глава посвящена mскольким вопросам, связанным мезду собой тем, что для их решения использованы лишь незначительные модификации тех программ вычислений, при помощи'которых были получены результаты, приведенные в предыдущих главах. Однако, результаты оказались в.большой степени интересными и важными.

В разделе 3.1. приведены отношения количества углеродных и кислородных звезд ( Nt/NM) на АВГ в зависимости от начального содержания тяжелых элементов, потери массы, от предположений о процессах перемешивания. Показано, что при сравнении данных наблюдений величины с результатами расчетов необходимо учитывать,

о одной стороны, предельную светимость.и спектральный класс регистрируемых звезд, а с другой стороны, эволюцию звезд на ранней стадии АВГ. Учет этих факторов привел к хорошему согласию наблюдаемых и теоретических значений Nt/Nf-д в окрестностях Солнца и в Магеллановых Облаках. Согласно наблюдениям, количество углеродных звезд на единицу массы в ЕГ.Ю и в ШО примерно одинаково. Проведенные вычисления показали, что это возможно лишь в том случае, если интенсивная потеря массы звездами АНТ начинается внезапно.

В разделе 3.2. рассмотрены полученные в результате вычислений значешш отношения количества атомов углерода к количеству атомов кислорода С/0 в углеродных звездах и результаты сравнены с наблюдениями углеродных звезд в Галактике. Наблццения показывают уменьшение величины С/0 при увеличении.светимости звезд - факт, который считался противоречащим теории, согласно которой обогащение углеродом происходит с ростом светимости звезды при эволюции вдоль АВТ. Проведенные расчеты показали большой разброс величины С/0 в области меньших светимостей, где.имеются как звезды с С/0 >2, так и с С/0 ~Г. Это связано с тем, что звезды о М~1 Мф в настоящее время наблвдаюгся как на начальной стадии . тепловых вспышек на АВГ, так и на более поздней, когда количество внесенного в оболочку углерода значительно. В более массивных звездах важную роль играют два фактора, которые не позволяют звезде высокой светимости достичь больших значений величины С/0: более высокое начальное содержание тяжелых элементов в этих сравнительно молодых звездах и большая масса оболочки, в которую вносится вещество, обогащенное углеродом. Кроме того, в этом разделе показано, что в Галактике .углеродными звездами класса N могут становиться лишь звезда сравнительно малых начальных масс, с И < 1,5 Mq , следствием чего является отсутствие таких звезд в рассеянных скоплениях.

В разделе 3.3. рассмотрен вопрос о конечной стадии эволюции звезд в Магеллановых Облаках - все ли звезды, проходящие стадию эволюции АВГ, становятся белыми'карликами, или некоторые могут вспыхивать как сверхновые. В начале раздела рассмотрены данные наблюдений звезд АВГ высокой светимости в Магеллановых Облаках, далее приведены результаты вычисления эволюционных последователь-

костей звезд АЕГ с начальной массой 5,7 й 9 Мф при различных предположениях об интенсивности нотери массы. Сравнение наблюдений с теоретическими результатами показало, что в ШО имеются звезды АЕГ столь высокой светимости, что окончательной фазой их эволюции мохет быть вспышка сверхновой» В-НПО таких звезд нет. Это, по-видимому, является следствием зависимости интенсивности потери массы от начального химического состава звезд. Приведены результаты вычислений распределений этих звезд по светимости. Сравнение с наблюдениями позволило сделать вывод о том, что различие интенсивности потери массы звездами АЕГ в ШО и в ММО может достигать почти порядка величины. Вычисленная продолжительность фазы вспышек в гелиевом слое о массой 5-9 М0 оказалась больше 2.10® лет, что в два раза превышает прежние оценки.

Как было сказано ваше, мношо противоречия теории эволюции звезд на АВГ с наблюдениями удается преодолеть путем предположения о высокой интенсивности.потери массы звездами на этой стадии. Однако имеется.ряд работ, в которых авторы пытаются.эти противоречия преодолеть путем введения так называемого дополни-, тельного перемешивания шш путем, проникающей конвекции. В разделе 3.4. приведены результата расчетов распределений белых карликов по массам и звезд АВГ По свегимостям с учетом дополнительного перемешивания и показано, что это не помогает преодолеть трудности при сравнении наблюдений с результатами расчетов. Полученные распределения почти не зависят от учета дополнительного перемешивания. ...................- ........

-Глава 4. Моделирование асимптотической ветви гигантов шаровых скоплений в Магеллановых Облаках. В начале главы приведено краткое обоснование исключительной роли шаровых скоплений в 1.1а—

геллановых Облаках для изучения как эволюции звезд на АЕГ, так и эволюции БМО и ШО. Приведено описание методики моделирования АЕГ скоплений. Снова указано на необходимость учета ранней стадии эволюции звезд на АВГ и показано, как модно определить, на какой стадии находится наблюдаемая звезда - на ранней стадии АВГ или же на стадии тепловых йспышек.

Интегральная светимость скоплений в большой степени зависит от количества звезд АЕГ, а инфракрасные цвета скоплений зависят от количества углеродных звезд. Поэтому представляет большой интерес исследование зависимости количества этих звезд в скоплениях от различных параметров.

В разделе 4.3, приведены результаты расчетов количества звезд, находящихся на ранней стадии АЕГ и количества кислородных и углеродных звезд на стадии вспышек в гелиевом слое для скоплений, в зависимости от возраста, начального химического состава и интенсивности потери массы. Объяснено отсутствие углеродных звезд в старых скоплениях.

В разделе 4.4. представлены результаты определения возрастов большого количества скоплений в ШО и в ЕЛО, полученных путем, сравнения наблюдаемых светимостей звезд АВГ скоплений с вычисленными диссертантом в предположении о высокой интенсивности потери массы звездами на стадии АНТ. Общее количество таких скоплений - 13 в ШО и 32 - в ШО. Для многих скоплений оценки возраста проведены впервые. Получено хорошее согласие с немногочисленными определениями.возрастов на основании диаграмм цвет-светимость. Благодаря высокой светимости звезд АНТ, примененная методика позволяет продолжить последовательность скоплений в Магеллановых Облаках с определенными возрастами в сторону более старых

скоплений. Отдельно приведены результаты для скоплений, возраст которых оказался на полтора порядка (!) меньше, чем предполагалось раньше.

Полученный массивы возрастов скоплений в БМО и в ММО позволили сделать заключения об истории звездообразования и эволюции химического состава этих галактик. Этому посвящен раздел 4.5. Показано, что распределения возрастов скоплений в этих галактиках различны. Интенсивность образования скоплений в БМО неоднородна во времени. По-видимому, была вспышка звездообразования около 5.10® лет назад, возможно, этот процесс продолжается и сейчас. Имеется очень мало скоплений в ЕЛО с возрастом, значительно превышающим 10 лет. Вычисленная диссертантом теоретическая диаграмма цвет-светимость для звезд АВГ позволила объяснить наблюдаемую диаграмму без предположения о наличии двух вспышек звездообразования в БМО, как это делалось другими 'авторами. Сделан вывод о большом разбросе содержания тяжелых элементов среди относительно молодых скоплений в БМО, эволюция которого являлась неоднородной, как во времени, так и в пространстве. Относительно ШО данных мало, но все яе можно сказать, что эволюция химического состава этой - галактики более.однородная...

Глава 5. Некоторые приложения результатов вычисления эволюции звезд на стадии АВГ. В этой главе приведены результаты использования результатов проведенных диссертантов вычислений эволюции звезд на стадии АВГ. В разделе 5.1. рассмотрена стадия эволюции 5-звезд в Магеллановых облаках. Были рассчитаны границы светимости звезд разных масс, находящихся на стадии всгшзек в гелиевом слоевом источнике. Оказалось, что большая часть углеродных звезд, членов шаровых скоплений в Магеллановых Облаках, действп-

тельно находятся в пределах, где происходят тепловые вспышки, в то время как все б-звезды, члены тех же скоплений, имеют значительно меньшую светимость, По-ждимоцу, эти звезды находятся на предыдущей, ранней стадии эволюции на АЕГ. Этот вывод подтвервда-ется и тем, что эффективная температура 5-звезд значительно превышает эффективную температуру углеродных звезд. Сделано заключение о том, что спектральные особенности 5-звезд могли появиться во время вспышка в вырожденном гелиевом ядре, когда эти звезды находились в верхней части ветви гигантов. Следовательно, наблюдения. З-звезд в Магеллановых Облаках не исключают возможности того, что во время вспышки в гелиевом ядра происходит частичное перемешивание вещества в звезда. . ....

В разделе.5.2. представлены результаты вычислений зависимое-тей между начальной и конечной массами для звезд малых и средних. масо при различных предположениях о потере масса звездами на стадии АВГ. Показано, что такие зависимости, полученные ранее другими авторами на основании оценок масо белых карликов в скоплениях в Галактике, дают.заниженные значения конечных маоо.звезд (примерно ка ОД Проведено сравнение данных о качельных и конечных массах звезд в НЛО и в ММО, которые получэш на основания возрастов и светимосхей. звезд АВГ скоплений. Результаты говорят о большом различии интенсивности потери массы в этих галактиках, что, по-видалому, связано с различиями их химического состава. В галактиках с менышш содержанием тяжелых элементов. распределение

масс-белых.карликов .должно шать больную, диспероию. - -.......

.. Глава Б. . Содержание радиоактивного изотопа в мекзрездвоА; сре^е. В первых разделах главы представлены результаты наблюдений в метеоритах и в межзвездной среде, коротко рассмотрено

образование этого радиоактивного изотопа в различных астрофизических объектах. Ни один из предложенных ранее механизмов не

поможет объяснить наблюдаемое в межзвездной среде количество АЕ

(3-4,2 Мф). Рассмотрены ядерные реакции, приводящие к образованию в звездах АВГ, и условия, при которых возможны соответствующие реакции. Приведена использованная диссертантом методика вычислений вклада звезд АВГ в содержание 26А£ в межзвездной среде. На основании имеювдхся в настоящее время данных о строении и эволюции звезд АВГ и.скоростях ядерных реакций, путем вычисления вклада этих звезд в содержание в межзвездную среду с. учетом интенсивной потери массы звездами, показано, что этот вклад вполне достаточен для интерпретации наблюдений. Наилучшее количественное согласие получено при предположении, что на стадии АВГ потеря массы значительно увеличивается, когда звезда достигает определенной светимости (МЬо| ~ -5м,25). Таким образом, и этой глава приведен еще один аргумент в пользу предположения о том, что, кроме сброса планетарной туманности, в звездах АВГ на конечной стадии эволюции происходит интенсивная потеря массы. Сделано заключение, что в настоящее врем единственным реальным ме~ ос

ханизмом образования А£, наблюдающимся в межзвездной срзде, является синтез указанного изотопа в звездах АВГ. Ожидаемые зна-

рс Огу

чеши отношения АВ/ А1 в атмосферах звезд АВГ должны сильно зависеть от их светимости. Это отношение может достигать I только в звездах с ¡.1 4- Следовательно, поиски изотопа

ОС

АЕ имеет смысл проводить дшь в звездах АВГ наибольшей светимости.

Глава 7. Образование звезд с избытком элементов ¿-процесса (бариевых звезд) в результате эволюции тесных двойных звезд. В этой главе рассмотрен эволюционный сценарий образования звезд с избытком элементов ¿-процесса в результате эволюции двойных систем. Наиболее известный класс авезд с такими особенностями химического состава - это бариевые звезды. Но и среди населения главной последовательности и субгигантов также наблюдаются звезды с избытком элелюнтов . ¿-процесса,.Наиболее вероятный механизм образования.таких звезд .-.перенос массы со.звезды АВГ на менее массивную компоненту в двойной системе. В начале-.главы рассмот-. рены основные характеристики бариевых звезд - химический состав, светимость,.'масса, относительное количество бариевых звезд и обычных гигантов. Приведены сведения о.СН-субгигантах и звездах главной последовательности с избытком элементов ¿ -процесса. Подробно рассмотрен вопрос о возможных путях эволхционной интерпретации этих классов звезд. В разделе 7.4. описана разработанная диссертантом методика моделирования населений звезд с увеличенным содержанием элементов ¿-процесса в предположении об обмене массой в результате эволюции двойных систем.

Результаты вычислений приведены в разделе 7.5. Относительное количество звезд с избытком содержания ¿-элементов на главной .. последовательности достигает 3,5-5,5%, однако обогащение ¿-элементами, в основном, меньше десятикратного. Этим объясняется, что таких звезд наблюдается мало. Звезд с трехкратным и большим обогащением элементами ¿-процесса среди красных гигантов (бариевые звезды) должно быть 0,5-1?, что .хорошо согласуется с наблюдениями. В зависимости от массы вторичной компоненты (при фиксированной массе первичной) возможны три варианта образования бариевых гигантов:

- 21 -

I. Во время заполнения области Роша первичной компонентой вторичная находится на главной последовательности и после обмена массой остается звездой главной-последовательности, но уже с избытком элементов 3 -процесса. В дальнейшем эта компонента эволюционирует в СН-субгигант с избытком элемзнтов Ь -процесса, и, наконец, .становится гигантом - типичной бариевой звездой.

II. Во время обмена массой вторичная звезда - субгигант. После обмена массой и перемешивания вещества оболочки с веществом, обогащенным.элементами j-процесса, эта звезда становится СН-субгигантом, а в процессе дальнейшей эволюции - бариевым гигантом. Если масса звезды превышает 2,3 Mg, то стадии субгигантов нет.

III. Обмен массой происходит, когда вторичная успела уже проэволюционировать до стадии гиганта, и в результате попадания на нее вещества с избытки.! элементов 4 -процесса и перемешивания оболочки становится бариевой звездой - гигантом.

В большинстве бариевых звезд особенности содержания 6 -элементов приобретены, когда эти звезды были еще на главной последовательности. Рассмотрено влияние интенсивности потери массы звездами на стадии АВГ на результаты расчетов. Уменьшение интенсивности в два раза примерно во столько же раз увеличивает относительное количество бариевых гигантов. Проведены вычисления и для различных вариантов начальных распределений отношений масс компонент в двойных системах. Сделан вывод о том, что распределение этой величины долкно быть равномерным в широком диапазоне) изменений этой величины, а не концентрироваться к значению I, как это предполагается в некоторых исследованиях. При заполнении первичной компонентой области Рока количество вещества, теряемого системой, не должно значительно превышать 50%,

Заключение и выводы.

В этой заключительной части диссертации суммирована осждака полученные диссертантом результаты, которые приведены' в начало . настоящего автореферата в разделе "Общая характеристика работы".

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах:

1. Францман Ю.Л. Od эволюции углеродно-кислородных ядер звезд средних, масс.//.Научные информации Астросовета АН СССР, 1981,

. в. 49, с. 74-79.

2. францман Ю.Л. Различие химического состава вещества в Галактике ¡/ Научные информации Астросовета АН СССР, 1981, в. 49,

. с. 80-85..........., ...... _____

3. Францман Ю.Л. Зависимость времени эволюции углеродных звезд класса N от начального химического состава // РиЫ. Aatrop-Ьув. Observ. Potsdam, 1982, Nr IXO, Ь, 32, H. 3, S. 57-69.

4. Францман Ю.Л. Потеря массн звездами.на стадии асимптотической ветви гигантов // Астрофизика, 1986, т. 24, в. I, с. I3I-I47.

5. Францман Ю.Л. Теоретическое построение распределений белых . карликов по.массе // Научные информации Астросовета АН СССР, 1986, в. 61, .с. 73-81. .

6. Францман Ю.Л. Соотношение меаду-начальной и конечной массами для звезд малых и средних масс // Астрофизика, 1986, т. 25, в. 3, с. 517-524.

7. Францман Ю.Л. Возрасты шаровых.скоплений.в Магеллановых Облаках // Письма в Астрон. жури., 1986, т. 12, в. 4, с. 281285. '

Францман Ю.Л. Моделирование асимптотической ветви гигантов шаровых скоплений в Магеллановых Облаках // Письма в Астрон. журн., 1986, т. 12, Л 3, с. 229-237,

Францман Ю.Л. Относительное количество углеродных и кислородных звезд в галактиках //.Научные информации Астросовета АН СССР, 1987, в. €3, с. 60-67.

Францман Ю.Л. Определение возраста шаровых скоплений в Магеллановых Облаках по светимости звезд асимптотической ветви гигантов // "Звездные скопления", Свердловск, 1987, отв. ред. К.А.Бархатова, с. 69-84.

Францман Ю.Л. Эволюционная стадия звезд класса 3 в Магелла-. новых Облаках // Научные информации Астросовета АН СССР, 1988, в. 65, с. 72-78.

Frantsman Ju.L. the evolution of the Magellanic Clouds. I. The ages of the globular clusters // Astrophys. and Space Sci. 1988, v. 145, p. 251-261.

Frantoman Ju.L. The evolution of the Magellanic Clouds. II. Star formation and chemical composition // Astrophys. and Space Soi., I90S, v. 145, p. 287-292.

i*rantaman ¥u,L. The asymptotic branch of giants in the Magellanic Clouds // Proceedings of the Sixth Soviet-Finnish Astron. Meeting, ed. U.hanni, I.'iuominen, 1988, Tallinn, p. II7-I2I.

Францман Ю.Л. Может ли вырожденное углеродно-кислородное ядро одиночной звезды достичь предела Чандрасекхара? // Астрон. sypn., 1988, т. 65, в. 4, с. 747-752.

16. Францман В.Л., Эглитис Н.Э. Отношение С/О в углеродных звездах класса N ; наблюдения и теория // Письма в астрон. журн., 1988, т. 14, J6 3, с. 261-266. . .

17. Францман Ю.Л. Дополнительное перемешивание в звездах сред- -них масс // Исслед. Солнца и красных звезд, 1988» г. 28»

. с. 5-14. .

18. Францман Ю.Л. Отношение количества атомов углерода и кислорода С/0 в атмосферах углеродных .звезд // Научные информации Астросогета Ш CQCP, 1988.,, в» 65» с. 79-84.

19. Prantsman JCiul» К» ratio of numbers of carbon stars to M stars in. galaxies II Evolution of peculiar red giants stars, 1989, Proc. of the I06th Coll. of the IAU, ed. H.R. Johnson, B.Zuckerroaa,, Cambridge Univ. Press, p. 51.

20. Frantsmaa Xu.I»., The e-volution of stars on. the AGB: the mass loe» 4e.tw3sity and formation of carbon stars // Evolution of Peculiar Eedi Giant Stars, 1989, Proo. of the I06th Coll, of the IAU, ed. H.R. Johnson, B.Zuckerman, Cambridge Univ. Press, p. 224.

21. Францман Ю.Л. Радиоактивный изотоп 2SAl в межзвездной сре-. де // Астроном, яурн. , 1383, т. 6S, в. 5, с. 1100-1104.

22. Францман Ю.Л. Вклад звезд асимптотической ветви гигантов в содержание 2SAt в межзвездной среде.// Научные информации Астросовета АН СССР, 1990, в. 68, с. 53-65.

23. Erantaman Yu.L. The binary nature of s-process enriched stars // Hordic-Baltic Astronomy Meeting, 1990, ed. C.-I Lagerkvist, D.Kiselman, Ы. Lindgren, Uppsala univ., p. II5-XI8.

Подписало к печати 30 мая 1091 , Формат 60x84/16 Сбъбм 1, 5 л. л. Зак. № 5200. Тираж 120 экз.

Отпечатано в НИХ. . ЛР. г. Рига, ул. Персее, 2.