Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд

Рябчикова, Татьяна Александровна

Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Рябчикова, Татьяна Александровна АВТОР

доктора физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Москва МЕСТО ЗАЩИТЫ

2014 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд»

Автореферат диссертации на тему "Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд"

МОСКОВСКИЙ ГОСУДАРСТВЕННЫЙ УНИВЕРСИТЕТ ИМЕНИ М.В.ЛОМОНОСОВА ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ ИМЕНИ П.К.Штернберга

На правах рукописи УДК 524.3

Рябчикова Татьяна Александровна

ХИМИЧЕСКАЯ СТРУКТУРА АТМОСФЕР МАГНИТНЫХ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЕЗД

Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

2 / ФЕВ 2014

Москва — 2014

005545369

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте Астрономии Российской Академии наук. Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

профессор

Гринин Владимир Петрович заведующий лабораторией звездообразования Главной Астрономической обсерватории РАН (Пулково)

доктор физико-математических наук, профессор, академик АН Республики Татарстан Сахибуллин Наиль Абдуллович заведующий кафедрой астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) Федерального Университета

доктор физико-математических наук, Утробин Виктор Павлович

ведущий научный сотрудник Федерального государственного бюджетного учреждения "Государственный Научный Центр Российской Федерации Институт Теоретической и Эксперименталь-

Ведущая организация: Специальная астрономическая обсерватория РАН

Защита состоится 15 мая 2014 г. в 14 ч. 00 мин на заседании Диссертационного Совета Д501.001.86 при Московском государственного университета имени М.В.Ломоносова. Адрес: 119992, г. Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке Московского государственного университета имени М.В.Ломоносова (119991, г. Москва, Ломоносовский проспект, 27, Фундаментальная библиотека)

Автореферат разослан 12 февраля 2014 г. Ученый секретарь Диссертационного совета

У^А^Г У С.О. Алексеев

доктор физико-математических наук

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы

Химически пекулярные звезды (CP stars) являются звездами верхней части Главной Последовательности (ГП), которые имеют и спектрах аномально сильные линии некоторых химических элементов (Не, Hg, Mn, Si, Cr, Sr, Eu). Такие особенности в спектрах этих звезд были замечены еще в конце XIX века при работе с классификацией звезд по Гарвардским пластинкам и были отмечены буквой 'Р:. Все CP звезды разделяются на две большие группы: магнитные (Вр-Ар или в более общем виде Ар) и немагнитные (HgMn и Am звезды). В атмосферах HgMn и Am (звезды с усиленными линиями металлов) глобальных магнитных полей не зарегистрировано. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (ГР) все CP звезды расположены в полосе ГП в интервале температур примерно от 17000 до 6000 К, причем самыми горячими являются He-strong звезды, а самыми холодными - SrCrEu, Am и Sr- звезды. По кинематическим характеристикам CP звезды принадлежат тонкому диску Галактики с возрастом около 109 лет. Магнитные звезды (Ар/Bp) -это подкласс CP звезд ГП, в атмосферах которых зарегистрировано крупномасштабное магнитное поле. В первом приближении геометрия магнитного поля может быть представлена магнитным диполем пли комбинацией диполь + квадруполь. Как и другие CP звезды магнитные звезды имеют в спектрах аномально усиленные или ослабленные (например, линии Hel) линии некоторых химических элементов. Магнитные звезды расположены в центральной части ГП в диапазоне спектральных классов В5 - F5 (4 - 1.5 масс Солнца; 15000 - G500 К по эффективной температуре). Диапазон измеренных магнитных полей в магнитных звездах очень велик и составляет 90 - 20000 гаусс для продольного поля и 1250 - 34000 гаусс для поверхностного поля. У подавляющего числа магнитных звезд напряженность поля периодически меняется, причем эти изменения сопровождаются, как правило, изменением с тем же периодом интенсивности линий аномальных элементов в

фазе или в противофазе с магнитным полем. Переменность магнитного поля и интенсивности линий объясняются в рамках модели наклонного ротатора, согласно которой ось магнитного поля наклонена под произвольным углом к оси вращения звезды, а неоднородное распределение химических элементов по поверхности определяется магнитной геометрией. При вращении такой звезды наблюдатель видит разные проекции дипольного поля и связанных с ним неоднородыоотей химического состава. Предполагается, что пятнистая структура поверхности магнитных пекулярных звезд связана с магнитным полем (см., например, ЬиШпйег ег а1., 2010).

Ввиду того, что по общим характеристикам - температуре, массе, светимости, профилям водородных линий, Ар звезды не отличаются от нормальных звезд ГП, предполагается, что наблюдаемые аномалии химического состава Ар звезд относятся не ко всей звезде, а только к самым поверхностным слоям - звездной атмосфере, которая составляет ~ 4х Ю-4 радиуса звезды. Для объяснения химии Ар звезд МкЬаис! (1970) рассмотрел процесс создания химических аномалий в звездных атмосферах, устойчивых по отношению к турбулентным движениям, в котором происходит диффузия элемента под совокупным действием гравитационного осаждения н радиационного ускорения. В зависимости от преобладания одного из процессов химический элемент может 'тонуть' вглубь со дна конвективной зоны (наилучший пример - гелий) или всплывать и накапливаться в атмосфере. Конвективная зона (например, зона НН), выполняет роль резервуара, обеспечивающего накопление элемента в верхних радиационных слоях атмосферы. М1сЬаисГ^ а1. (1976) рассчитали диффузию химических элементов в оболочках звезд с массами от одной до пяти солнечных масс. Под оболочками здесь подразумеваются слои от фотосферы п глубже. Эти первые приблизительные расчеты показали, что некоторые элементы, Мд, Са, должны иметь дефицит содержания в звездах с 1.2 - 2.0 Ми„ тогда как элементы железного пика должны наблюдаться в избытке, начиная с массы 1.4 М0, что соответствует эффективной температуре 6500 К. Интересно, что само железо должно наблюдаться в дефиците вплоть до 7^=9000 К. Чтобы правильно рассчитать

конечное распределение rio глубине в атмосфере звезды необходимо учитывать детальную структуру атомов каждого элемента в первых стадиях ионизации н решать уравнение переноса для большого количества частот. Такие расчеты были проведены Бабелем (Babel. 1992) для элементов Ca, Ti, Cr, Mn, Sr для температуры 8500 К, и впервые было показано, что в атмосфере звезды диффузия приводит к резким градиентам в распределении содержания элементов. В первом приближении это распределение можно представить ступенчатой функцией со скачком на глубине верхней границы конвективной зоны НИ, которая но критерию Шварцшильда соответствует log Г5000 ~ -O.G. Точность спектральных наблюдений того времени не позволила детально исследовать химическое строение атмосфер Ар звезд, чтобы подтвердить или опровергнуть теорию диффузионного разделения элементов. Необходимость детального исследования строения атмосфер Ар звезд стало особенно важным после открытия нерадиальных пульсаций Ар звезд (Kurtz, 1978). Пульсации были открыты по фотометрическим наблюдениям, но затем были подтверждены по изменению лучевых скоростей (RV) линий (Kanaan к Hatzes, 1998; Malahushenko et al, 19.98). Исследование отдельных линий показало, что переменность RV имеет избирательный характер (Саванов и др., 1999; Kochnkhov & Ryabchikova, 2001), что безусловно отражает особенности химического строения атмосфер пульсирующих Ар (гоАр - rapidly oscillating Ар) звезд.

Цели и задачи диссертационной работы

Основной задачей диссертации является детальное исследование химической структуры атмосфер магнитных пекулярных звезд и построение модели, адекватно объясняющей наблюдаемые спектральные особенности этих звезд: профили спектральных линий, аномалии химического состава, распределение энергии в спектрах, иульсационные характеристики спектральных линий. Такое исследование, основанное на современной спектроскопии высокого разрешения, возможно только при наличии соответствующих по точности данных по атомным параметрам спектральных линий. Поэтому, сбор, классификация, критический анализ данных и создание на этой основе базы данных атомных параметров спектральных линий VALD, являются существенной частью диссертации.

Научная новизна работы

В ходе выполнения диссертации впервые было получено несколько важных результатов:

• Предложена новая классификация уровней энергии двукратно-ионизованного атома Nd, что позволило существенно увеличить количество линий этого важного для анализа спектров Ар и гоАр звезд элемента.

• Получены эмпирические вероятности переходов линий Gall, включенные в базу данных VALD.

о Получено наблюдательное подтверждение диффузионного разделения элементов в атмосферах Ар звезд как по анализу усредненного содержания элементов, так и по анализу профилей индивидуальных линий (стратификация химических элементов в атмосфере).

• Обнаружена и исследована температурная зависимость наблюдаемой аномалии редкоземельных элементов (REE-аномалия), определяющая эмпирическое положение верхней границы полосы неустойчивости пульсирующих Ар (гоАр) звезд. REE-аномалия есть разность меж-

ду содержаниями редкоземельных элементов, полученных отдельно по линиям первых и вторых ионов.

• Для Ар звезд предложено объяснение наблюдаемых аномалий профилей линий инфракрасного триплета Call как результат дифференциального разделения изотопов Са в атмосфере, вызванного, вероятно, совместным действием радиационной диффузии и светоиндуципрван-ного дрейфа.

• Предложена модель распределения редкоземельных элементов в виде слоя высокой концентрации в верхних слоях атмосферы звезды выше lgff.000 = -3, объясняющая наблюдаемые REE-гломалии. Такое распределение подтверждается расчетами при учете отклонения от термодинамического равновесия.

• Построена модель распределения химических элементов в атмосфере гоАр звезд, объясняющая наблюдаемые характеристики пульсацион-ной волны.

Основные результаты, выносимые на защиту

1. Создание информативной части Венской базы атомных параметров спектральных линий VALD.

2. Отождествление и классификация линий Nd iii в спектрах Ар-звезд и определение сил осцилляторов линий Gall.

3. Исследование температурной зависимости содержаний Fe и Сг в атмосферах магнитных пекулярных звезд и объяснение этой зависимости в рамках диффузионной теории.

4. Результаты комплексного исследования PrNd-аномалий в Ар и гоАр звездах; предсказание и обнаружение пульсации в атмосферах звезд но наблюдаемым PrNd-аномалиям.

5. Обнаружение резких высотных градиентов в содержаниях элементов от Si до Zr со значнтельныхш концентрациами этих элементов в глубоких слоях атмосферы; исследование стратификации Са в Ар-Вр звездах и модель стратификационного разделения изотопов Са в их атмосферах.

6. Эффективный тест, основанный на неравновесной ионизации, для проверки нашей гипотезы формирования линий редкоземельных элементов Рг и Nd во внешних слоях атмосферы.

7. Определение иульсационных характеристик индивидуальных линий в атмосфере го Ар звезды HD 24712 и модель распространения пульса-ционной волны.

Научная и практическая ценность работы

Научная и практическая значимость исследований определяется тем, что все основные результаты используются в научных и прикладных работах как в нашей стране, так и за рубежом. Особенно это относится к базе данных VALD, которой регулярно пользуются более 1700 спектроскопистов из 52 стран. В некоторых университетах США VALD включен в программу практических занятий по спектральному анализу. Протестированы различные программы детального анализа звездных атмосфер, такие как LLmodels, SYNTH3 WIDTHmf, BINMAG ddaFIT, необходимые для исследования спектров звезд с высоким спектральным разрешением, получаемых с современными спектральными приборами. Методы стратификационного анализа активно используются в ряде астрономических учреждений России, например,.в CAO РАН (Семенко и др., 2008а,Ь; Титаренко и др., 2012). Результаты анализа стратификации химических элементов в атмосферах Ар звезд, проведенного на основе спектров высокого разрешения с использованием самых современных методов спектрального анализа, являются необходимым элементом как для развития и усовершенствования теоретических расчетов, так и для улучшения методов анализа наблюдений.

Модель слопетой структуры атмосфер Ар звезд с концентрацией элементов группы железа и редкоземельных элементов в разных слоях атмосферы звезды, впервые предложенная нами в '2002 и детально разработанная в настоящей диссертации, является основной моделью при экспериментальных и теоретических исследованиях пульсации в атмосферах гоАр звезд. Общая цитирусмость представленных к защите работ превышает 1000.

Публикации по теме диссертации

Основные результаты диссертационной работы опубликованы в следующих работах:

1. Shulyak D., Ryabchikova Т., and Kochukhov, О. "Fundamental parameters of bright Ap stars from wide-range energy distributions and advanced atmospheric models". Ast ron. Astrophys. 551, A14, 10 pp. (2013)

2. Alentiev, D., Kochukhov, O., Ryabchikova, Т., Cunha, M., Tsvmbal, V., Weiss, W. "Discovery of the longest period rapidly oscillating Ap star HD 177765". MNRAS 421, L82-L86 (2012)

3. Fossati L., Ryabchikova Т., Shulyak D. V., Ha.swell C. A., Elmasli A, Pandey C. P., Barnes T. G., and Zwintz K. "The accuracy of stellar atmospheric parameter determinations: a case study with HD 32115 and HD 37594". MNRAS 417, 495-507 (2011)

4. Ryabchikova Т., Leblanc F., and Shulyak, D. "Modelling the Atmospheres of Peculiar Magnetic Stars". In Magnetic. Stars, Proc. Int. Conf, eds. I.I Romanuyk and D.O.Kudryavtsev, 69-80 (2011)

5. Shulyak D., Ryabchikova Т., Kildiyarova R., and Kochukhov O. "Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065". Astron. Astrophys. 520, A88, 12 pp. (2010)

G. Saio H., Ryabchikova Т., and Sachkov M. "Pulsations in the atmosphere of the roAp star HD24712 - II. Theoretical models". MNRAS 403, 1729-1738 (2010)

7. Ryabchikova T., Fossati L., and Shulyak D. "Improved fundamental parameters and LTE abundances of the CoRoT solar-type pulsator HD 49933". Astron. Astrophys. 506, 203-211 (2009)

8. Fossati L., Ryabchikova T., Baghulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov 0., and Wade G. "The chemical abundance analysis of normal early A-and late B-type stars". Astron. Astrophys. 503, 945-962 (2009)

9. Shulyak D., Ryabchikova T., Mashonkina L., and Kochukhov O. "Model atmospheres of chemically peculiar stars. Self-consistent empirical stratified model of HD 24712". Astron. Astrophys. 499, 879-890 (2009)

10. Kochukhov O., Shulyak D., and Ryabchikova T. "A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratification analysis of the benchmark roAp star a Circini". Astron. Astrophys. 499, 851-863 (2009)

11. Mashonkina L., Ryabchikova T., Ryabtsev A., and Kildiyarova R. "Non-LTE line formation for Pr II and Pr III in A and Ap stars". Astron. Astrophys. 495, 297-311 (2009)

12. Kochukhov, O. Bagnuîo S., Lo Curto G., and Ryabchikova T. "Discovery of very low amplitude 9-minute multipcriodic pulsations in the magnetic Ap star HD 75445". Astron. Astrophys. 493, L45-L48 (2009)

13. Ryabchikova T. "Abundance structure of the atmospheres of magnetic CP stars". Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso 38, 257-266. (2008)

14. Ryabchikova T., Kochukhov ()., and Bagnulo S. "Isotopic anomaly and stratification of Ca in magnetic Ap stars". Astron. Astrophys. 480, 811-823 (2008)

15. Kochukhov O., Ryabchikova T., Bagnulo S., and Lo Curto G. "The discovery of high-amplitude, 10.9-minute oscillations in the cool magnetic Ap star HD 115226". Astron. Astrophys. 479, L29-L32 (2008)

16. Ryabchikova, T. Kildiyarova, R., Piskunov, N„ Heiter, U., Fossati, L., & Weiss, W. W. "A comparative analysis of the laboratory and theoretical

transition probabilities of the Fe-peak elements for a new release of VALD". J. Phys. Conf. Ser. 130, id.012017, 7 pp. (2008)

17. Ryabchikova Т., Sachkov M., Weiss W. W., Kallinger Т., Kochukhov O., Bagnulo S., Ilyin I., Landstreet J. D., Leone F., Lo Curto G., Liiftinger Т., Lyashko D., and Magazzii A. "Pulsation in the atmosphere of the roAp star HD 24712. I. Spectroscopic observations and radial velocity measurements". Astron. Astrophys. 462, 1103-1112 (2007

18. Kochukhov O., Tsymbal V., Ryabchikova 'Г., Makaganyk V. and Bagnulo S. "Chemical stratification in the atmosphere of Ap star HD 133792". Astron. Astrophys. 460, 831-842 (2006)

19. Ryabchikova Т., Ryabtsev A., Kochukhov O., and Bagnulo S. "Rare-earth elements in the atmosphere of the magnetic chemically peculiar star HD 144897. New classification of the Nd III spectrum". Astron. Astrophys. 456, 329-338 (2006)

20. Ryabchikova T., Kochukhov, O., Kudryavtsev, D., Rornanyuk, I., Semenko, E., Bagnulo, S., Lo Curto, G., North, P., and Sachkov, M."HD 178892 - a cool Ap star with extremely strong magnetic field"2006, Astron. Astrophys. 445, L47-L50 (2006)

21. Mashonkina L., Ryabchikova Т., and Ryabtsev A. "NLTE ionization equilibrium of Nd II and Nd III in cool A and Ap stars'1. Astron. Astrophys. 441, 309-318 (2005)

22. Ryabchikova Т., Leone F., and Kochukhov O. "Abundances and chemical stratification analysis in the atmosphere of Cr-type Ap star HD 204411". Astron. Astrophys. 438, 973-985 (2005)

23. Рябчикова Т. А. "Температурное поведение содержания химических элементов в атмос^>ерах магнитных пекулярных звезд". Письма в Аст-рон. ж. 31, 437-446 (2005)

24. Глаголевский Ю. В., РябчиковаТ. А., Чуитонов Г. А. "Магнитное поле и химический состав пекулярной звезды HD 10221". Письма в Астрон. ж. 31, 363-371 (2005)

25. Shulyak D., Tsymbal V., Ryabchikova Т., Stütz С., and Weiss W. W. "Line-by-line opacity stellar model atmospheres". Astron. Astrophys. 428, 993-1000 (2004)

26. Ryabchikova T., Nesvacil N., Weiss W. W., Kochukhov O., and Stütz C. "The spectroscopic signature of roAp stars". Astron. Astrophys. 423, 705715 (2004)

27. Ryabchikova T., Wade G. A., and LeBlanc F. "Observational Evidence for the Stratification of Chemical Abundances in Stellar Atmospheres". In Proc. IAU Symposium 210, eds. Piskunov, N., Weiss, W. W., and Gray, D. F, pp.301-312 (2003)

28. Ryabchikova T., Piskunov N., Kochukhov O., Tsymbal V., Mittermayer P., and Weiss W. W. "Abundance stratification and pulsation in the atmosphere of the roAp star 7 Equulei". Astron. Astrophys. 384, 545-553 (2002)

29. Kochukhov O., and Ryabchikova T. "Time-resolved spectroscopy of the roAp star 7 Equ". Astron. Astrophys. 374, 615-628 (2001)

30. Рябчикова Т. А., Саванов И. С., Маланугненко В. П., Кудрявцев Д. О. "Исследование редкоземельных элементов в атмосферах химически пекулярных звезд. Линии Pr III и Nd III". Астрон. ж. 78, 444-451 (2001)

31. Cowley С. R.. Ryabchikova Т., Kupka F., Bord D. J., Mathys G., and Bidelman W. P. "Abundances in Przybylski's star". MNRAS 317, 299309 (2000)

32. Ryabchikova T. A., Savanov I. S., Hat/.es A. P., Weiss W. W., and Handler G. "Abundance analyses of roAp stars. VI. 10 Aql and HD 122970". Astron. Astrophys. 357, 981-987 (2000)

33. Gelbmann M., Ryabchikova Т., Weiss W. W., Piskunov N., Kupka F., and Mathys G. "Abundance analysis of roAp stars. V. HD 166473". Astron. Astrophys. 356, 200-208 (2000)

34. Саванов И. С., Малаиушенко В. П., and Рябчикова Т. А. "Изменения лучевых скоростей в пульсирующих Ар звездах. Линии Pr III н Nd III в спектре у Equ". Письма в Астрон. ж. 25, 916-923 (1999)

35. Ryabchikova Т. А., Piskunov N. Е., Stempels Ii. С., Kupka F., and Weiss W. W. "The Vienna Atomic Line Data Base - a Status Report". Physica Scripta T83, 162-173 (1999)

36. Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova Т. A., Stempels H. С., and Weiss W. W. "VALD-2: Progress of the Vienna Atomic Line Data Base". Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119-133 (1999)

37. Ryabchikova Т., Piskunov N., Savanov I., Kupka F., and Malanushenko V. "Eu.HI identification and Eu abundance in CP stars". Astron. Astrophys. 343, 229-236 (1999)

38. Ryabchikova T. A., Landstreet J. D., Gelbmann M. J., Bolgova G. Т., Tsymbal V. V., and Weiss W. W. "Abundance analysis of roAp stars. IV. HD24712". Astron. Astrophys. 327, 1137-1146 (1997)

39. Ryabchikova T. A., Adelman S. J., Weiss W. W., and Kuschnig R. "Abundance analysis of roAp stars. III. 7 Equulei". Astron. Astrophys. 322, 234-241 (1997)

40. Саванов И. С., Рябчикова Т. А., Давыдова Е. С. "Исследование атмосфер SrCrEu звезд 17 Com А и 21 Com скопления Волосы Вероники". Письма в Астрон. ж. 22, 910-916 (1996)

41. Kupka F., Ryabchikova Т. А., Weiss W. W., Kuschnig R., Rogl J., and Mathys G. "Abundance analysis of roAp stars. I. a Circini. Astron. Astrophys. 308, 886-894 (1996)

42. Piskunov N. E., Kupka F., Ryabchikova Т. A., Weiss W. W., and Jeffery C. S. "VALD: The Vienna Atomic Line Data Base". Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 112, 525-535 (1995)

43. Рябчикова Т. А., Смирнов Ю. M. "Силы осцилляторов линий Ga II в видимой области спектра и содержание галлия в атмосфере IlgMn звезды к Cancri". Астрон. ж. 71, 83-87 (1994}

Личный вклад автора в совместные работы

Личный вклад автора диссертации состоит в создании и поддержке информационной части базы данных VALD, широко используемой астроспектро-скопистами во всем мире. Диссертант участвовала в тестировании всех программ для анализа спектров звезд, использованных в диссертации. Во всех публикациях, выполненных в соавторстве, анализ химического состава и проведенный комплексный стратификационный анализ атмосфер Ар звезд выполнен лично дкссертактом. Идея концентрации редкоземельных элементов в верхних слоях атмосфер гоАр звезд принадлежит соискателю и подтверждена неЛТР-расчетами, для которых соискателем был предоставлен наблюдательный материал и данные об атомных параметрах линий (11, 21). На основании стратификационного исследования атмосфер диссертантом была предложена модель распространения пульсационной волны в слоистой атмосфере магнитных пекулярных звезд, которая объясняет наблюдаемые пульсационные характеристики подавляющего большинства гоАр звезд. В теоретическом моделировании пульсаций в HD 24712 (6) выбор модели был основан на распределении наблюдаемых пульсационных характеристик в атмосфере этой звезды, полученном диссертантом.

Апробация результатов

Все основные результаты и положения, выносимые на защиту, достаточно обоснованы в диссертации и положенных в ее основу публикациях. Результаты работы докладывались и обсуждались на следующих семинарах и конференциях:

1. астрофизические семинары Института астрономии РАН

2. астрофизические семинары Института астрономии Венского Университета

3. астрофизические семинары в Индийском институте астрофизики (Бангалор) и Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (Найнитал)

4. международная конференция "M.A.S.S.; Model Atmospheres and Spectrum Synthesis" 5th Vienna workshop, 1996, Вена, Австрия

5. международная конференция "Stellar Magnetic Fields", 13-18 мая 1996, CAO РАН, Нижний Архыз, РФ

6. коллоквиум "International Cooperation in Dissemenation of the Astronomical Data", 2 - 9 июля 1996. С-Петербург, РФ

7. 6-й международный коллоквиум "Atomic Spectra and Oscillator Strengths" (ASOS 6), 9-13 августа 1998, Виктория, Канада (приглашенный доклад)

8. международная конференция "Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars", 23-27 сентября 1999, CAO РАН, Нижний Архыз, РФ

9. XII National Conference of Yugoslav Astronomers and International Workshop on the Development of Astronomical Databases, 19-21 ноября 1999, Белград, Югославия

10. международная конференция "Magnetic Fields in О, В and A Stars: Origin and Connection to Pulsation, Rotation and Mass Loss", 27 ноября - 1 декабря 2002, Ммабато, ЮАР (приглашенный доклад)

И. симпозиум MAC No.210 "Modelling of Stellar Atmospheres", 17-21 июля 2002, Уппсала, Швеция (приглашенный доклад)

12. "IV Serbian Conference on Spectral Line Shapes". 10-15 октябри 2003, Аранделовач, Сербия (приглашенный доклад)

13. симпозиум MAC No. 224 "The A-Star Puzzle". 8-13 июля 2004, Попрад, Словакия (приглашенный доклад)

14. международная конференция "Element Stratification in Stars: 40 Years of Atomic Diffusion", 6-10 июня 2005, Гере, Франция (приглашенный доклад)

15. международная конференция "Physics of Magnetic Stars", 28-31 августа 200G, CAO РАН, Нижний Архыз, РФ (приглашенный доклад)

16. Vienna Workshop on the Future of Asteroseismology, 20 - 22 сентября 2006, Вена, Австрия

IT. CP#AP Workshop of the European Working Group on CP Stars, 10-14 сентября 2007, Вена, Австрия (приглашенный доклад)

18. 9-й международный коллоквиум "Atomic Spectra and Oscillator Strengths" (ASOS 9), 7-10 августа 2007, Лунд, Швеция

19. всероссийская конференция "Ультрафиолетовая Вселенная-2008", 19 -20 мая 2008, Москва, РФ (приглашенный доклад)

20. XIX конференция по Фундаментальной Атомной Спектроскопии, 22-29 июня 2009, Архангельск-Соловки, 2009

21. объединенная дискуссия JD4 "Progress in Understanding of the Physics of Ap and Related Stars" в рамках Генеральной Ассамблеи MAC, 3-14 августа 2009, Рио де Жанейро, Бразилия (приглашенный доклад)

22. международная конференция "Ультрафиолетовая Вселенная-2010", 31 мая - 4 июня 2010, Санкт-Петербург, РФ (приглашенный доклад)

23. международная конференция "Magnetic Stars", 27 августа - 1 сентября 2010, САО РАН, Нижний Архыз, РФ (приглашенный доклад)

24. совещание рабочей группы "Звездные атмосферы", 7-10 октября 2010, Казань, РФ (устный доклад)

25. Interdisciplinary Workshop on Plasma Physics, 6-7 мая 2011, Мадрид, Испания (приглашенный доклад)

26. 41-я ежегодная студенческая научная конференция "Физика Космоса", Уральский Федеральный университет, 2012 (приглашенный доклад)

27. совещание рабочей группы "Звездные атмосферы", 11-14 июня 2012. КрАО, Крым, Украина (устный доклад)

28. международная конференция "Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars", 3-7'июня 2013, Москва, РФ (приглашенный доклад)

29. 11-й международный коллоквиум "Atomic Spectra and Oscillator Strengths" (ASOS 11), 5-9 августа 2013, Монс, Бельгия (приглашенный доклад)

Структура и объем работы

Диссертация состоит из Введения, четырех глав, трех приложений, Заключения и списка литературы. Объем работы составляет 190 страниц и содержит Gl рисунок и 21 таблицу. Список цитируемой литературы включает 209 наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Введение содержит краткий основных характеристик химически пекулярных звезд. Показана актуальность работы, сделана постановка задачи и представлены основные характеристики диссертации.

Первая глава посвящена описанию Венской базы атомных параметров спектральных линий VALD, одним из разработчиков которой является автор диссертации. На этих данных базируется практически вся современная астроспектроскопня. Показано, какие параметры линий и с какой точностью необходимо иметь для адекватного анализа атмосфер химически пекулярных магнитных звезд. Дано описание основных программ анализа звездных атмосфер, использующих данные из базы VALD: расчет моделей атмосфер с учетом индивидуального химического состава и стратификации элементов; определение химического состава по эквивалентным ширинам линий; расчет синтетического спектра в атмосферах немагнитных и магнитных звезд; анализ химической стратификации. Показана роль магнитных пекулярных звезд как природных лабораторий для уточнения расчетных и измеренных экспериментально параметров спектральных линий тяжелых элементов: Ga, редкоземельных элементов La-Lu (REE ). Представлены результаты классификации спектра Nd III и определения сил осцилляторов линий NdlH и Gall, включенных в VALD.

Во Второй главе представлены детали наблюдений и обработки спектров 28 магнитных пекулярных (Ар) звезд и 5 нормальных звезд сравнения, для которых исследовался химический состав. Дано описание определения основных параметров атмосферы: эффективной температуры Т&, ускорения силы тяжести log д, проекции скорости вращения г>е sin г, усредненного

по поверхности звезды модуля вектора магнитного поля.(В). Проведен анализ ошибок определения параметров, а также ошибок определения содержаний элементов при различных аппроксимациях эффекта магнитного поля на интенсивность спектральных линий. По найденным параметра,м для каждой звезды вычислялась модель атмосферы и определялся ее химический состав в предположении химически однородной атмосферы. Из литературы были выбраны данные по химическому составу еще для 50 нормальных и 24 Ар звезд в интервале эффективных температур 6000 — 15000 К. Критерием отбора служила однородность методики определения химического состава, а также небольшая скорость вращения vesiru<50 kmc-1. Проведен анализ совокупности результатов определения содержания элементов Si, Са, Cr, Fe в атмосферах пекулярных и нормальных звезд в широком диапазоне эффективных температур. Выборка именно этих элементов определялась тем фактом, что их линии наблюдаются в спектрах всех звезд программы. Кроме того, для этих элементов проведены наиболее детальные расчеты диффузионного процесса, благодаря хорошим атомным данным для нескольких стадий ионизации, что очень важно для сравнения результатов наблюдений с предсказаниями теории диффузии. Из редкоземельных элементов были детально проанализированы Рг и Nd, поскольку линии этих элементов являются индикаторами пульсаций в атмосферах холодной части Ар звезд, которые получили название гоАр (rapidly oscillating) звезды. 20 из 28 исследованных в диссертации звезд являются го Ар звездами. Для Ар звезд обнаружена сильная корреляции содержания элементов Сг и Fe с температурой. В интервале 6400-9500 К содержание Сг растет от солнечных значений до избытков на 3 порядка ([Сг/Н]=+3); с дальнейшим ростом температуры содержание падает до величин [Сг/Н]'-—1. Содержание Fe начинается с дефицита приблизительно на порядок при Teff=6400 К и растет до зна-чениий [Fe/H]~+1.5 при Тея=9500 К. С дальнейшим ростом температуры содержание Fe остаётся почти на постоянном уровне, но разброс увеличивается (Рис.1). Наблюдаемые аномалии Сг и Fe и их тенденция с. ростом температуры до 9500 К хорошо согласуется с предсказаниями теории диф-

Рис. 1. Распределение содержаний Сг (левая панель) и Ре (правая панель) с температурой в звездах ИТ спектрального класса А и В. Ар звезды обозначены черными сплошными кружка^ ын. нормальные звезды - звездочками. Красные открытые квадраты показывают усредненное содержание элемента в теоретических самосогласованных диффузионных моделях звездных атмосфер.

Рис. 2. Наблюдаемые аномалии Рг (левая панель) и N(1 (правая панель). гоАр обозначены черными заполненными кружками, непульсирующие звезды - красными открытыми кружками.

фузионного разделения элементов под совместным действием радиационного ускорения и гравитационного осаждения, впервые предложенного Мишо (МсЬаиф 1970) для объяснения аномалий химического состава пекулярных звезд (открытые квадраты на Рис. 1). Однако, при более высоких температурах максимальное равновесное содержание Сг, которое способна поддерживать диффузия, гораздо выше, чем наблюдаемые аномалии. Наблюдаемое содержание Сг начинает уменьшаться с дальнейшим ростом температуры, тогда как в диффузионных моделях оно остается постоянным; эта величина определяется граничными условиями на максимум и минимум содержания при расчетах. Такие же проблемы возникают и у других элементов железного пика, солнечное, обилие которых на 2-4 порядка ниже, чем содержание железа.

Исследование редкоземельных элементов (Fi.EE) показало, что у холодных звезд, относящихся к группе пульсирующих магнитных пекулярных звезд (гоАр), наблюдается большое различие в содержаниях, определенных отдельно по линиям первых и вторых ионов ( ЯЕЕ-аномалии). Это различие составляет 1.5-2 порядка и не может быть объяснено ошибка,-ми в определении параметров атмосферы. Подробно Н.ЕЕ-аномалии были исследованы для элементов Рг и N(3, и было показано, что РгШ-аномалии отличают группу гоАр от непульсирующих Ар звезд, у которых аномалии, если и наблюдаются, то не превышают одного порядка (Рис.2). По наблюдаемым РгКё-аномалиям предсказаны пульсации в атмосферах нескольких звезд, найденные впоследствии по спектральным наблюдениям у одной из них, НБ 75445.

В Третьей главе представлены результаты анализа распределений химических элементов 31, Са, Сг, Ее, Рг, N41 по глубине атмосферы по наблюдаемым профилям спектральных линий для выборки Ар-звезд в диапазоне эффективных температур 7200 -12000 К. Исследования проводились, в основном, по программе (Зс1аР1Т, в которой распределение элемента по глубине аппроксимируется ступенчатой функцией и в качестве решения получаются 4 параметра: содержание элемента в верхних слоях атмосферы.

-6 -4 -2 0 -6 -4 -2 0 " -6 -4 -2 0

bgT5000 loS Т5000 '°S т5000

Рис. 3. Распределение химических элементов Mg, Si, Са, Cr, Fe: Sr в атмосфере у Equ (черная сплошная линия). Синими точками показано распределение, полученное методом проб и ошибок. Красная штриховая линия показывает теоретическое распределение, полученное в ходе самосогласованных диффузионных расчетов с параметрами Гед=7550 К, log <7=4.0.

в нижних слоях атмосферы, положение скачка содержания в атмосфере и ширина переходной зоны между содержаниями в верхних и нижних слоях атмосферы звезды. На Рис. 3 показано распределение нескольких элементов в атмосфере одной из исследованных звезд, 7 Equ: Т^f -7550 К, log д--4.0. На этом же рисунке показано сравнение распределений с теоретическими, рассчитанными по диффузионной теории. Для всех элементов скачки в содержании, полученные из наблюдений, расположены выше в атмосфере, чем скачки, полученные из теоретических расчетов. Такое различие получается практически всегда, для звезд с Г<«< 10000 К, если удается провести сравнение наблюдаемых распределений с диффузионными расчетами. Вооб-

Рис. 4. Левая часть: Распределение N(1 в атмосферах звезд с 7700§42 (сплошная линия) и с 7250к43 (штриховая линия).

Правая часть: Сравнение наблюдаемых (заполненные кружки) и теоретических профилей линий №111-111 в спектре гоАр звезды 1Ш 24712 (7250§43). Штриховыми линиями показаны расчеты со стратификацией N(1 в приближении ЛТР, синей сплошной линией показаны неЛТР-расчеты.

ще говоря, скачок в содержании означает резкое изменение радиационного ускорения, что, вероятно, происходит, в зоне ионизации элемента. Сравнение наблюдений с теорией безусловно необходимый шаг как для развития и усовершенствования теоретических расчетов, так и для улучшения методов анализа наблюдений. Детальный анализ профилей спектральных линий подтверждает наличие, в атмосферах магнитных пекулярных звезд градиентов содержания ряда химических элементов, в первую очередь элементов железного пика и Si, с преимущественной концентрацией в глубоких слоях вблизи фотосферы.

Проведен неЛТР- анализ образования линий Рг и Nd и показано, что в PrNd-аномалии. наблюдаемые в гоАр звездах, могут быть объяснены, если эти элементы сконцентрированы в верхних слоях атмосфер Ар-звезд (Рис.4).

Для 23 звезд с температурами 6700 - 11500 К и магнитными полями 1 - 16.3 кГ была определена стратификация С'а в их атмосферах и исследована линия Call А 8498 из инфракрасного триплета Сап, показывающая

смещение положения ядра из-за значительного вклада, тяжелого изотопа Са, который в стандартной солнечной смеси шести изотопов Са, с массами ядер 40, 42, 43, 44, 46, 48 составляет только 0.19 % Получена эмпирическая модель дифференциального распределения изотопов Са в атмосферах Ар-звезд. В результате проведенных исследований можно сделать несколько заключений:

• По спектрам звезд более высокого качества подтвержден вывод Бабеля (Babel, 1994) о стратификации Са в атмосферах магнитных Ар звезд

с т;.й <ю ООО К

• Анализ профиля линии Сап 8498 А в совокупности с общим стратификационным анализом показал привел к выводу о разделении легких и тяжелых изотопов в атмосферах Ар звезд

• Оптическая глубина границы раздела изотопов в большой степени зависит от напряженности магнитного поля: чем сильнее ноле, тем выше в атмосфере расположена граница. При напряженности поля (В)>&-7 кГс. разделение изотопов исчезает.

Предложено объяснение изотопного разделения Са, как результата светоин-дуцированного дрейфа изотопов. Причиной дрейфа является анизотропия ноля излучения в пределах профиля слабой линии примесного изотопа 48Са, расположенного в крыле сильной линии основного изотопа 40Са.

Результаты исследований, представленные в Третьей главе, позволяют выдвинуть следующую модель химической структуры магнитных пекулярных звезд: атмосфера носит слоистый характер (cake-like) с концентрацией разных групп элементов на разных оптических глубинах. Эта модель получила подтверждение при анализе пульсаций в гоАр звездах.

В Четвертой главе представлены результаты атмосферно-пульсационного моделирования гоАр звезды HD 24712. Показано, что амплитуда и фаза пульсаций зависит от элемента,'иона, по линиям которого проводятся измерения. (Рис.5).

Upper atmosphere-

-Г

с-?:-, • :;.>:'

| о-Ч

ТЬ 3 5505 ,4 Рг 3 5299,

-6.35

Nd3

Vrf Nd 2 5319, -4.91 5286, -4.75 6650, -4.27

¡Aijf, 's EU 2 6645

* • -__i* 1, '.- * > die * ... - — л .« л . ч* Ii« Г'., о <

Halpha cote, -4.ÜR

Hbeta core, -3.08

Ca 1 6163, -0.40

1 4226, -1.45

ЧХЛ'.-Ь.цЛ/Х^ VV/"' 1-0 16162, -0.90

»» Л f ».»Л Ca 2 5021, -0,15

1.5 2

n period 6.125 min)

Рис. 5. Кривые лучевых скоростей отдельных линий в спектре 1Ш24712, полученные путем свертки с основным периодом пульсаций 6.125 мин. Справа обозначены глубины образования спектральных линий. Направление в верхние слои атмосферы обозначено стрелкой.

Проведен стратификационный анализ атмосферы НО 24712. Полученное эмпирическое распределение элементов по глубине было использовано в итерационном расчете модели атмосферы по программе ГХтосМэ. Рассчитаны глубины образования линий в химически стратифицированной атмосфере и показано, что амплитуда и фаза пульсаций увеличивается в верхние слои атмосферы. Предложенная модель распространения пульсацион-ной волны в слоистой атмосфере магнитных пекулярных звезд объясняет наблюдаемые пульсационные характеристики не только 1Ш 24712, но и большинства других гоАр-звезд. Теоретическое моделирование пульсаций в атмосфере НО 24712 подтверждает полученное нами из наблюдений распространение пульсаций в виде бегущей наружу волны. Хотя представленная пульсационная модель адекватно описывает наблюдаемые пульсационные характеристики и частоты, ни одна .из этих частот не возбуждается; все мо-

ДЫ являются затухающими. Общепринятым механизмом возбуждения акустических колебаний в высоких обертонах, наблюдаемых в гоАр звездах, является «-механизм в зоне ионизации водорода. Очевидно, энергии этого механизма недостаточно для возбуждения сверхкритических частот в НБ 24712. Такая же картина получается при моделировании некоторых других холодных пульсирующих звезд. Необходимо искать новые механизмы возбуждения пульсаций в холодных гоАр звездах.

Заключение подводит итог всей работы и содержит выводы диссертации.

В Приложении № 1 приведены результаты определения химического состава в атмосферах 28 Ар и 5 нормальных звезд.

Приложение № 2 содержит три таблицы. В Таблице А2.1 приведены атомные параметры спектральных линий, участвующие в стратификационном анализе атмосфер звезд программы. В Таблицах А2.2 н А2.3 даны параметры спектральных переходов Рш/Ргш и Ши/Шш, используемые в неЛТР-аиализе.

В Приложении №3 представлены результаты измерений лучевых скоростей и пульсащгонного анализа линий в спектре НБ 24712.

В настоящее время разработаны методы анализа распределения магнитного поля и химических элементов по поверхности Ар звезд - магнитное доплеровское картирование (двумерный анализ), и методы исследования вертикальной стратификации (третье измерение). Распределение элементов по поверхности и стратификация иследуются отдельно. Для гоАр звезды НЭ 24712 получен наблюдательный материал, который позволяет провести трехмерный анализ химического состава. Также планируется расширить список Ар звезд, для которых будет проведено детальное моделирование атмосферы и пульсаций с учетом стратификации химических элементов.

Литература

Babel J. "Magnetically confined wind on the Ap star 53 Camelopardalis?". Astron. Astrophys. 258, 449 (1992).

Babel J. "Detection of calcium abundance stratification in Ap stars". Astron. Astrophys. 283, 189 (1994).

Kanaan A. and Hatzes A. P. "Pulsations and Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. I. Analysis of gamma Equulei". Astrophys. J. 503, 848 (1998)

Kochukhov O., Ryabchikova T. "Time-resolved spectroscopy of the roAp star gamma Equ". "Pulsations and Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. Astron. Astrophys. 374, G15 (2001).

Kurtz D.W. "12.15 Minute Light Variations in Przybylski's Star, HD 101065". IBVS No. 1436, 1 (1978)

Liiftitiger T., Kochukhov O., Ryabchikova T., et al. "Magnetic Doppler imaging of the roAp star HD 24712". Astron. Astrophys. 509, 71 (2010).

Malanushenko V., Savanov I., Ryabchikova T. "Rapid radial velocity variations in roAp star gamma Equ from lines of Ndlll and Prill". IBVS No.4650, 1 (1998)

Michaud G. "Diffusion Processes in Peculiar A Stars". Astrophys. J. 160, 641 (1970).

Michaud G., Charland I.. Vauclair S., and Vauclair G. "Diffusion in main-sequence stars - Radiation forces, time scales, anomalies". Astrophys. J. 210, 447 (1976).

Романюк И.И., Кудрявцев Д.О. ''Магнитные поля химически пекулярных звезд. 1. Каталог магнитных CP-звезд". Астрофиз. Бюлл. 63, 148 (2008).

Саванов И.С., Маланушенко В.П., Рябчикова Т.А. "Переменность лучевых скоростей пульсирующих Ар звезд. Линии Pr III и Nd III в спектре звезды 7Equ". Письма в Астрон. ж. 25, 916 (1999).

Семенко Е.А., Кудрявцев Д.О., Рябчикова Т.А. Романюк, И.И. "HD 45583 -химически пекулярная звезда с необычной кривой переменности продольного магнитного поля". Астрофиз. Бюлл. 63, 136 (2008а).

Семенко Е.А., Сачков М.Е. Рябчикова Т.А. Кудрявцев Д.О., Пискунов Н.Е. "Исследование химического состава и поиск нерадиальных пульсаций в атмосфере химически пекулярной звезды HD 115708". Письма в Астрон. ж. 34, 455 (2008b).

Титаренко А.Р., Семенко Е.А., Рябчикова Т.А. "Химический состав и стратификация химических элементов в атмосфере Ар-звезды HD 8441". Письма в Астрон. ж. 38, 805 (2012).

Титаренко А.Р., Рябчикова Т.А., Кочухов О.П., Семенко Е.А. "Химический состав и эволюционный статус Ар-звезды HD 138633". Письма в Астрон. ж. 39, 390 (2013).

Текст научной работы диссертации и автореферата по астрономии, доктора физико-математических наук, Рябчикова, Татьяна Александровна, Москва

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ БЮДЖЕТНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ НАУКИ ИНСТИТУТ АСТРОНОМИИ РОССИЙСКОЙ АКАДЕМИИ НАУК

На правах рукописи

05201450518

Рябчикова Татьяна Александровна

ХИМИЧЕСКАЯ СТРУКТУРА АТМОСФЕР МАГНИТНЫХ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЕЗД

(01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия)

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва 2014

Оглавление

Введение 4

1 Методы и средства анализа звездных спектров 18

1.1 Венская база атомных параметров спектральных линий - VALD................18

1.1.1 Классификация линий двукратно-ионизованного атома неодима (Nd III) 23

1.1.2 Вероятности переходов (силы осцилляторов) линий Gall ..............30

1.2 Ме тоды расчета моделей атмосфер звезд..........................................32

1.2.1 Метод ODF....................................................................33

1.2.2 Метод OS......................................................................34

1.2.3 LL метод учета поглощения в линиях. Программа LLmodels............34

1.3 Методы анализа химического состава звездных атмосфер......................37

1.3.1 Расчет содержания химических элементов по эквивалентным ширинам линий ....................................................................37

1.3.2 Спектральный синтез........................................................39

1.3.3 Сравнение с наблюдениями..................................................43

1.3.4 Программы стратификационного анализа химического состава .... 44

1.4 Выводы................................................................................47

2 Химический состав атмосфер магнитных пекулярных (Ар) звезд 48

2.1 Наблюдения и обработка спектров..................................................50

2.2 Определение параметров модели звездной атмосферы и оценка ошибок ... 50

2.2.1 Определение скорости вращения............................................56

2.2.2 Определение магнитного поля и учет влияния магнитной интенсификации ..........................................................................57

2.3 Химический состав атмосфер Ар звезд в интервале температур 6400-12000 К 63

2.3.1 Температурное поведение содержания элементов Si, Са, Cr, Fe в атмосферах магнитных пекулярных звезд..................................66

2.3.2 Сравнение с предсказаниями диффузионной теории....................70

2.3.3 Редкоземельные элементы в атмосферах Ар звезд......................73

2.4 Выводы..................................................................................77

3 Стратификация химических элементов в атмосферах пеку-

лярных звезд 79

3.1 Наблюдательные проявления химической стратификации........... 79

3.2 Анализ вертикального распределения элементов в атмосферах магнитных химически пекулярных звезд............................ 82

3.2.1 Выбор спектральных линий................................................82

3.2.2 Стратификация - Ва......................................................83

3.2.3 Сравнение с диффузионными расчетами....................................99

3.3 Стратификация редкоземельных элементов в атмосферах холодных пекулярных звезд.....................................103

3.4 Стратификация Са и изотопов Са в атмосферах Ар звезд...........108

3.5 Выводы.........................................117

4 Моделирование пульсирующей магнитной звезды НЮ 24712 119

4.1 Наблюдение пульсаций в атмосфере НБ 24712 .................. 120

4.2 Самосогласованная эмпирическая стратификационная модель атмосферы

НБ 24712 ....................................... 124

4.3 Распространение пульсационной волны в слоистой атмосфере.........129

4.4 Выводы.........................................137

Заключение 139

Литература 142

Приложение № 1 к Главе II 160

Приложение № 2 к Главе III 168

Приложение №3 к Главе IV 179

Введение

Химически пекулярные звезды (CP stars) являются звездами верхней части главной последовательности, которые имеют в спектрах аномально сильные линии некоторых химических элементов (Не, Hg, Mn, Si, Cr, Sr, En). Такие особенности в спектрах этих звезд были замечены еще в конце XIX века при работе с классификацией звезд по Гарвардским пластинкам и были отмечены буквой 'Р'. Все CP звезды разделяются на две большие группы: магнитные (Вр-Ар или в более общем виде Ар) н немагнитные (HgMn и Am звезды). В атмосферах HgMn и Am (звезды с усиленными линиями металлов) глобальных магнитных нолей не зарегистрировано. На диаграмме Герцширунга-Рассела (ГР) все CP звезды расположены в полосе Главной Последовательности (ГП) в интервале температур примерно от 17000 до 6000 К, причем самыми горячими являются He-strong звезды, а самыми холодными - SrCrEu, Am и Sr- звезды. По кинематическим характеристикам CP звезды принадлежат тонкому диску Галактики с возрастом около 109 лет. Магнитные звезды (Ар/Вр) - это подкласс CP звезд ГП, в атмосферах которых зарегистрировано крупномасштабное магнитное поле. В первом приближении геометрия магнитного поля может быть представлена магнитным диполем или комбинацией диполь + квадруиоль. Как и другие CP звезды магнитные звезды имеют в спектрах аномально усиленные или ослабленные (например, липни Hel) линии некоторых химических элементов. Магнитные звезды расположены в центральной части ГП в диапазоне спектральных классов В5 - F5 (4 - 1.5 масс Солнца; 15000 - 6500 К по эффективной температуре), и обычно они разбиваются на группы, название которых определяется химическим(и) элемеитом(ами) с наиболее аномальной интенсивностью линий в спектре. В порядке убывания температуры это группы He-strong, He-weak (усиленные и ослабленные линии гелия), Si, SiCr, CrEu, SrCrEu звезд. Магнитные звезды составляют 10 - 12 % от нормальных звезд в спектральном диапазоне В5 - АО с резким уменьшением до одного процента относительного числа в сторону поздних спектральных классов от АО до F5. Впервые магнитное поле на звезде (не путать с магнитным полем солнечных пятен) было измерено американским астрофизиком Хорасом Бэбкоком в 1947 году по смещению спектральных линии в поляризованном свете, вызванному эффектом Зеемана. В наблюдениях с Зеемановским анализатором, который позволяет регистрировать отдельно спектры в разном состоянии круговой и линейной по-

ляризации (1,У,С^ и и - параметры Стокса), чаще всего используется анализатор круговой поляризации V. При этом измеряется усредненный по поверхности звезды компонент магнитного поля, направленный к наблюдателю, так называемое продольное магнитное поле. Если магнитное поле достаточно сильное, то магнитное расщепление спектральных линий можно измерить и в неноляризованиом спектре в звездах с узкими линиями. В этом случае мы измеряем усредненный по поверхности звезды модуль вектора магнитного ноля или поверхностное поле. Следует отметить, что величина поверхностного поля всегда больше величины продольного поля. Высокое спектральное разрешение современных звездных спектрографов (Я = А/ДА ~100000) позволяет измерять минимальные поверхностные поля 1000 гаусс по неполяризованным спектрам. К настоящему времени примерно для 400 Ар/Вр звезд имеются прямые измерения продольного или поверхностного магнитного поля (Ромашок & Кудрявцев, 2008). Э то около 12 % от числа звезд, классифицированных по спектрам как Ар/Вр. Диапазон измеренных магнитных полей в магнитных звездах очень велик и составляет 90 - 20000 гаусс для продольного поля и 1250 - 34000 гаусс для поверхностного поля. Самое сильное магнитное поле 34000 гаусс измерено Бэбкоком в 1960 году в атмосфере Ар звезды НБ 215441 - звезда Бэбкока (ВаЬсоск, 1960). У подавляющего числа магнитных звезд напряженность поля периодически меняется, причем эти изменения сопровождаются, как правило, изменением с тем же периодом интенсивности линий аномальных элементов в фазе или в противофазе с магнитным полем. Переменность магнитного поля и интенсивности линий объясняются в рамках модели наклонного ротатора, согласно которой ось магнитного поля наклонена под произвольным углом к оси вращения звезды, а неоднородное распределение химических элементов по поверхности определяется магнитной геометрией. При вращении такой звезды наблюдатель видит разные проекции дипольного поля и связанных с ним неоднородностей химического состава. Предполагается, что пятнистая структура поверхности магнитных пекулярных звезд связана с магнитным полем.

пшо к турбулентным движениям, в котором происходит диффузия элемента под совокупным действием гравитационного осаждения и радиационного ускорения. В зависимости от преобладания одного из процессов химический элемент может 'тонуть' вглубь со дна конвективной зоны (наилучший пример - гелий) или всплывать и накапливаться в атмосфере. Конвективная зона (например, зона НИ), выполняет роль резервуара, обеспечивающего накопление элемента в верхних радиационных слоях атмосферы. Michaucl et al. (1976) рассчитали диффузию химических элементов в оболочках звезд с массами от одной до пяти солнечных масс. Под оболочками здесь подразумеваются слои от фотосферы и глубже. Эти первые приблизительные расчеты показали, что некоторые элементы, Mg, Са, должны иметь дефицит содержания в звездах с 1.2 - 2.0 М0, тогда как элементы железного пика должны наблюдаться в избытке, начиная с массы 1.4 М©, что соответствует эффективной температуре 6500 К. Интересно, что само железо должно наблюдаться в дефиците вплоть до Тсп-=9000 К. Чтобы правильно рассчитать конечное распределение по глубине в атмосфере звезды необходимо учитывать детальную структуру атомов каждого элемента в первых стадиях ионизации и решать уравнение переноса для большого количества частот. Такие расчеты были проведены Бабелем (Babel, 1992) для элементов Са, Ti, Сг, Mn, Sr для температуры 8500 К, и впервые было показано, что в атмосфере звезды диффузия приводит к резким градиентам в распределении содержания элементов. В первом приближении это распределение можно представить ступенчатой функцией со скачком на глубине верхней границы конвективной зоны HII, которая но критерию Шварцпшльда соответствует log 75000 ~ —0.6. Точность спектральных наблюдений того времени не позволила детально исследовать химическое строение атмосфер Ар звезд, чтобы подтвердить или опровергнуть теорию диффузионного разделения элементов. Необходимость детального исследования строения атмосфер Ар звезд стало особенно важным после открытия нерадиальных пульсаций Ар звезд (Kurtz, 1978). Пульсации были открыты но фотометрическим наблюдениям, но затем были подтверждены по изменению лучевых скоростей (RV) линий (Каиааи & Hatzes, 1998; Malalnishenko et al., 1998). Исследование отдельных линии показало, что переменность RV имеет избирательный характер (Саванов и др., 1999; Kochukhov Sz Ryabchikova, 2001), что безусловно отражает особенности химического строения атмосфер пульсирующих Ар (roAp - rapidly oscillating Ар) звезд!,.

Цель работы

Основной задачей диссертации является детальное исследование химической структуры атмосфер магнитных пекулярных звезд и построение модели, адекватно объясняющей наблюдаемые спектральные особенности этих звезд: профили спектральных линий, аномалии химического состава, распределение энергии в спектрах, пульсационные характеристики спектральных линий. Такое исследование, основанное на современной спектроскопии высокого разрешения, возможно только при наличии соответствующих по точности данных по атомным параметрам спектральных линий. Поэтому, сбор, классификация, критический анализ данных и создание на этой основе базы данных атомных параметров спектральных линий VALD, являются существенной частью диссертации.

Научная новизна работы

В ходе выполнения диссертации впервые было получено несколько важных результатов:

• Получены эмпирические вероятности переходов линий Gall, включенные в базу данных VALD.

• Получено наблюдательное подтверждение диффузионного разделения элементов в атмосферах Ар звезд как по анализу усредненного содержания элементов, так и по анализу профилей индивидуальных линий (стратификация химических элементов в атмосфере).

• Для Ар звезд предложено объяснение наблюдаемых аномалий профилей линий инфракрасного триплета Сап как результат дифференциального разделения изотопов Са в атмосфере, вызванного, вероятно, совместным действием радиационной диффузии и светошгдуцированного дрейфа.

• Предложена модель распределения редкоземельных элементов в виде слоя высокой концентрации в верхних слоях атмосферы звезды выше lg Т5000 = —3, объясняющая наблюдаемые REE-аномалии. Такое распределение подтверждается расчетами при учете отклонения от термодинамического равновесия.

• Построена модель распределения химических элементов в атмосфере гоАр звезд, объясняющая наблюдаемые характеристики пульсационпой волны.

Научная, методическая и практическая значимость работы

Научная и практическая значимость результатов исследований определяется тем, что все основные результаты используются в научных и прикладных работах как в нашей стране, так и за рубежом. Особенно это относится к базе данных VALD, которой регулярно пользуются более 1700 спектроскопистов из 52 стран. В некоторых университетах США VALD включен в программу практических занятий по спектральному анализу.

Протестированы различные программы детального анализа звездных атмосфер, такие как LLmodels, SYNTH3 WIDTHmf, BINMAG ddaFIT, необходимые для исследования спектров звезд с высоким спектральным разрешением, получаемых с современными спектральными приборами. Методы стратификационного анализа активно используются в ряде астрономических учреждений России, например, в CAO РАН (Семенко и др., 2008а,Ь; Тнтаренко и др., 2012). Результаты анализа стратификации химических элементов в атмосферах Ар звезд, проведенного на основе спектров высокого разрешения с использованием самых современных методов спектрального анализа, являются необходимым элементом как для развития и усовершенствования теоретических расчетов, так и для улучшения методов анализа наблюдений.

Модель слоистой структуры атмосфер Ар звезд с концентрацией элементов группы железа и редкоземельных элементов в разных слоях атмосферы звезды, впервые предложенная нами в 2002 и детально разработанная в настоящей диссертации, является основ-

ной моделью при экспериментальных и теоретических исследованиях пульсаций в атмосферах го Ар звезд.

Общая цитируемость представленных к защите работ превышает 1000.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Создание информативной части Венской базы атомных параметров спектральных линий VALD.

2. Отождествление и классификация линий Nd III в спектрах Ар-звезд и определение сил осцилляторов линий Gall.

4. Результаты комплексного исследования PrNd-аномалий в Ар и гоАр звездах; предсказание и обнаружение пульсаций в атмосферах звезд по наблюдаемым PrNd-апомалиям.

5. Обнаружение резких высотных градиентов в содержаниях элементов от Si до Zr со значительными концентрациями этих элементов в глубоких слоях атмосферы; исследование стратификации Са в Ар-Вр звездах и модель стратификационного разделения изотопов Са в их атмосферах.

7. Определение пульсационных характеристик индивидуальных линий в атмосфере гоАр звезды HD 24712и модель распространения нульсационной волны.

Апробация работы

Результаты работы докладывались и обсуждались на следующих семинарах и конференциях:

1. астрофизические семинары Института астрономии РАН

2. астрофизические семинары Института астрономии Венского Университета

4. международная конференция "M.A.S.S.; Model Atmospheres and Spectrum Synthesis" 5th Vienna workshop, 1996, Вена, Австрия

5. международная конференция "Stellar Magnetic Fields", 13-18 мая 1996, CAO PAH, Нижний Архыз, РФ

6. коллоквиум "International Cooperation in Disseinenation of the Astronomical Data", 2 - 9 июля 1996, С-Петербург, РФ

8. международная конференция "Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars", 23-27 сентября 1999, CAO РАН, Нижний Архыз, РФ

9. XII National Conference of Yugoslav Astronome