Использование метода НеЛТР анализа для исследования содержания легких элементов в атмосфере звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

г ^

^ ... г^

. л ^ М1Н1СТЕРСТВ0 0СВ1ТИ УКРА1НИ

Л ч>

ОДЕСЬКИИ ДЕРЖАВНИИ УН1ВЕРСИТЕТ 1МЕН1 1.1. МЕЧН1КОВА

КОРОТ1Н СЕРГ1Й АНАТОЛ1ЙОВИЧ

ВИКОРИСТАННЯ МЕТОДУ НеЛТР АНАЛ13У ДЛЯ ДОСЛ1ДЖЕННЯ ВМ1СТУ ЛЕГКИХ ЕЛЕМЕНТ1В У ЗОРЯНИХ АТМОСФЕРАХ

01.03.02 - астрофизика, радюастрономш

Автореферат дисертацп на здобуття наукового ступеня кандидата ф1зико-математичних наук

УДК 524.33

Одеса - 2000

Дисертащею е рукопис.

Робота виконана в Одеському державному ушверситеп iMeHi Ы.Мечшкова.

Науковий кер1вник: кандидат ф!зико-математичних наук, доцент кафедри астрономй' Одеського державного ушверситету Андрквський Серпй Михайолович

Офщшш опоненти:

Доктор ф1зико-математичних наук, провщний науковий сшвробшшк Головно1 AcTpoHOMi4Ho'i обсерватори HAH Укра'ши Павленко Як1в Володимирович. Кандидат ф1зико-математичних наук, доцент кафедри астронома та методики ф!зики Тавричеського нацюнального ушверситету Цимбал Вадим Вячеславович.

Провщна установа: Кримська Астроф1зична обсерватор!я Мш. науки Укра'ши

Захист вщбудеться "оис4ткЭ,2000 р. у /f годиш на засщанш Спещал1зовано\" Вчено'1 Ради К41.051.04 при Одеському державному ушверситет1 iMeHi Ы.Мечшкова за адресою: 65000, м. Одеса, вул. Дворянська 2.

3 дисертащею можна ознайомитись у бiблioтeцi Одеського держ. ушверситету за адресою: 65000, м. Одеса, вул. Преображенська 24.

Автореферат розюланий 000 р.

Вчений секретар

Спещал1зовано1 Вчено'1 Ради п

кандидат ф1з.-мат. наук <—^w1, — Солошенко B.I.

Загальна характеристика роботи

Актуалыпсть теми. Визначення х1\пчного складу зоряних атмосфер дозволяе нам моделювати еволющю з1рок 1 Галактики, визначати Тхнш вш, дослщжувати 1хню структуру I прогнозувати Тхнш розвиток. Beликi дослщження в цш области виконаш 1 продовжують виконуватися, використовуючи деяга припущення, що спрощують обчислення - зокрема, розрахунки проводяться, за умови ЛОКАЛЬНО! ТЕРМО-ДИНАМ1ЧН01 Р1ВНОВАГИ (дал1 ЛТР). При цьому передбачаеться, що заселеност1 енергетичних р1вшв атом1в у кожнш точщ атмосфери з1рки знаходяться в строгш р!вноваз1, залежать тшьки вщ локально!' температури I визначаються вщомою формулою Больцмана. Це надзвичайно сильно спрощуе моделювання спектр1в з1рок, а значить 1 задачу визначення х1м!чного складу, але вносить шод1 серйозш помилки.

Насправд1, заселеносп р1вшв атом1в залежать не тшьки вщ температури, але й вщ густини часток \ поля випромшювання, тобто будь - яка спектральна лпня в тому чи шшому випадку залежить вщ поля випромшювання в частотах вах шших лшш цього елемента й умов Тх утворення. Щоб врахувати щ фактори, застосовують бшын точш, але бшып складш методи НеЛТР анал!зу. Основна задача при цьому полягае в тому, щоб створити так звану "модель атома". Це вимагае знания численних параметр1в атомних р1вшв { переход!в м1ж ними, тестових розрахунк1в, дослщжень на достатню повноту моделей {т.д.

Для нас важливе застосування методу НеЛТР анал1зу для дослщження вмюту легких елемент1в, а саме

вуглецю, азоту, кисню { натрда, вмют яких, з одшеГ сторони вщбивае шлях х1м1чно1 еволющ'1 Галактики, а з шшого боку - характеризуюте власну еволюцпо з1рки. Анал1з вмюту цих елеменив традищйними методами приводить до неоднозначних результата, що можуть бути наслщком спрощеного ЛТР шдходу. Застосування точного методу дозволяе уникнути, у наступному, помилок у моделюванш зоряноГ еволюци.

Сучасна картина збагачення м1жзоряного середовища базуеться на представлениях про те, що важю елементи синтезуються в масивних з1рках (М > 5-30 М0), що, вибухаючи наприкшщ свое'1 еволюцй' як наднов1, викидають щ елементи в м1жзоряний пpocтip. Кр1м цього, враховуються й шип види збагачення, наприклад, зоряний вдер вщ з^рок р1зних мае, оболонки планетарних туманностей та ш. М1жзоряне середовище збагачуеться таким чином важкими елементами 1 вони вже в готовому випвдц входять до складу з1рок, що народжуються. Сам1 стар! з з!рок дають нам уявлення про х1м1чний склад Галактики на початку п еволюци, а змша х1м1чного складу при переход! до молодших маломасивних з1рок дае картину змши х1м1чного складу Галактики згодом.

У зв'язку з цим щкаво розглянути вмют кисню в маломасивних з1рках гало, а також вуглецю та азоту в 31рках р1зних складових населения Галактики, тому що IX вмют змшюеться в процес1 еволюци в незавершеному €N0 цикш, що проходить при практично незмшному вмгсп кисню. Зокрема, це щкаво дослщжувати в молодих В-з1рках, що е предками жовтих надпганив.

Особливий штерес викликае такий елемент, як натрш, як у з!рок гало, так 1 у з1рок диска. Основне джерело поповнення м1жзоряного середовища натр1ем -

масивш надновь При [Fe/H] > -1.0 юнують додатков1 джерела поповнення натрш в м!жзоряному середовищь Це можуть бути наднов1 Ib типу, витжання оболонок, а також NeNa цикл у 3ipoK середшх мае. Показано, що утворення Na можливо в процесах протонного захоплення Ne у з1рок з дефщитом метал1в. Якщо час конвективного перемшування достатньо малий, збагачений HaTpieM i збщнений киснем матер1ал може бути винесений на поверхню, а витжання речовини з оболонок таких з1рок збагатить мiжзopянe середовище. Необхщно уточнити, чи е надлишок натрпо, що виявляються у 3ipoK диска, наслщком процеЫв збагачення м!жзоряного середовища, прояви глибокого перем1шування в ход1 еволюцй' 3ipKH чи недосконалосп метод1в дослщження?

Отже, надшне визначення вмюту елемеетпв CNO, Na в атмосферах з1рок гало i диску, е в даний час актуальною задачею по дослщженню xiMi4Ho'i еволюцй Галактики i власноУ еволюцй 3ipoK. Пор1внюючи результата, що одержат при р1зних припущеннях розподшу з1рок з пщрахунками реальних 3ipoK pi3Horo xiMi4Horo складу, можна перев1рити дану картину збагачення, i тим самим перев1рити закладеш в нш щеТ про еволющю Галактики, зореутворення, еволющю 3ipoK i походження xiMi4HHx елеменпв.

Зв'язок роботи з науковими програмами, планами, темами.

Результати, представлен! в дисертацй' були отримаш при виконанш планових наукових тем ОдеськоГ астроном1чно1 обсерваторп, зокрема: "Спектроскошя старих 3ipoK", "Дослщження пульсуючих надпгант1в",

"Дослщження <|изики сталих i змшних 3ipoK". KpiM цього частина представлених результатов отримана шд час виконання спшьно'1 дослщницько"1 программ вивчення В-3ipoK i жовтих надпгаштв з кафедрою астрономп Case Western Reserve University, Кливленд, США, а також Paris-Medon Observatoire "DASGAL" департаментом ф!зики 3ipoK i галактик.

Мета роботи.

Метою дшсно'1 роботи е:

1. Розробка моделей aTOMÎB i юшв деяких легких eлeмeнтiв, необхщних для проведения po3paxyHKÎB за умови вщсутносуп локально\' термодинам1чно'1 р1вноваги.

2. HeJITP анал!з BMicTy CNO елеменпв у гарячих B-3ipoK г0л0вн01 послщовноси.

3. Пopiвняльнe дослщження х1М1чного складу у з1рок, вщносяться до одного скупчення, але, що знаходяться на pi3HHX етапах еволюцшного розвитку.

4. Визначення BMicTy легких елемент1в у холодних riraHTiB, що належать до pi3HHX титв зоряного населения i пошук залежностей М1ж аномал{ями xiMi4Horo складу i параметрами зоряних атмосфер.

Наукова новизна.

Створено модел1 aTOMÎB С I, С И, N II, О I, О II, Na I для обчислень за допомогою програмного комплексу MULTI населенностей атомарних pîbhîb при в1дсутност1 ЛТР.

Для 38 з1рок - карлиив гало визначено вмют кисню при облжу HeJITP eфeктiв по лiнiям [01] 6300 Â i 14-

триплету кисню (7770-7774 Á). Пщтверджено наявшсть залежноеп вмюту кисню вщ метагнчност1 для 3ipoK гало i визначеш параметри залежносп [O/Fe] вщ металевосп

3ÍpKH.

У 12 пекулярних 3ipoK диска уточнен! параметри атмосфер i проведений HeJITP анал1з вмюту Na. Отримано надлишковий bmíct натрш, що не може бути усунуто облшом НеЛТР ефекпв.

Для 11 B-3ipoK з малими швидкостями обертання визначеш параметри атмосфер i отримаш ощнки вмюту CNO елеменпв при облжу НеЛТР ефекпв. Для трьох 3ipOK виявлеш ознаки виносу продукпв CNO циклу на поверхню. У bcíx з1рок виявлений дефщит вуглецю i кисню.

Дослщжено п'ять B-3ipoK, два сталих надпганта i одна цефе'ща з розаяного скупчення М25. Проведено пор1вняльний анал1з xÍMÍ4Horo складу цих 3ipoK, що утворилися з единого газопилового комплексу i знаходяться в даний час на pÍ3HHx еволюцшних етапах.

Особистий внесок автора

Автор брав участь на bcíx етапах po6ÍT, вщ постановки задач i до формулювання остаточних bhchobkíb. Bei обчислення, зв'язаш з вщхиленням вщ умов ЛТР, були виконаш особисто автором. При цьому Ум були пдабраш адекватш модел1 розглянутих aTOMÍB i модифшований програмний комплекс MULTI для НеЛТР обчислень.

Апробащя результате

Результати роботи доповщалися на нарад1 робочо!

групи "Зоряш атмосфери" у КрАО в 1998 i 1999 роках; астрофизичних семшарах ОдеськоТ астроном1чно1 o6cepBaTopi'i; були представлен! на 35-ому м1жнародному mnoKBiyMi "The Galactic Halo: from Globular Clusters to Field Stars" 1нституту acтpoфiзики i геоф1зики в Льеж! (Бельпя, 1999), а також на м!жнароднш конференци, присвяченош 95-pi44io Г.Гамова в Одеа (1999).

Публисаци.

Матер1али дисертаци опублжоваш у 8-х журнальных статтях.

Структура та обсяг дисертацШно? роботи.

Дисертащя складаеться i3 вступу, uiocTi роздиив, висновюв i списку Л1тератури, що мютить 159 найменувань. Обсяг дисертацшно"1 po6oTi становить 139 cTOpiHOK, включаючи, у тому чисш 34 рисунка та 41 таблицю.

Основний змкт роботи

В BcTyni обгрунтовуеться актуальнють теми дисертаци, представлений зв'язок роботи з науковими темами, у виконанш яких брав участь дисертант, визначена мета роботи, вщображеш новизна й особистий внесок здобувача.

В першому роздин описаш особливоси моделювання спектров 3ipoK, що спостерЬаються, без залучення припущення про наявшсть локально'1 термодинам1чно1 р1вноваги. При цьому використовуеться бшьш виправдане припущення про статистичну piBHOBary, коли число процеыв, що спустошують даний р!вень, дор!внюе числу процеав, що заселяють його. Це е

принципова вщмшнють вщ ЛТР, коли юнуе детальна р1вновага 1 число переход1в м1ж будь-якими двома р1внями повинно бути строго однаковим в обох напрямках. Одне з основних властивостей зоряних атмосфер полягае в присутност1 штенсивного поля випромшювання, що сильно вц^зняеться вщ р1вноважного планювського розподшу. Рад1ативш швидкост! сильно залежать вщ поля випромшювання, а значить \м будуть визначатися 1 заселеноеп р1вшв атома. У свою чергу заселеносп впливають на коефщенти поглинання 1 випромшювання 1 вщповщно на поле випромшювання. Таким чином, потр1бно цшком самоузгоджене сшльне р1шення р1внянь статистично!" р1вноваги 1 переносу випромшювання. На населенють кожного р1вня будуть при цьому впливати заселеносп вах шших р1вшв 1 ва процеси переход!в м!ж ними. Ус1 заселеноси стають залежними вщ випромшювання як по глибиш атмосфери, так 1 у всьому частотному штерваль I для розрахунку будь яко!" конкретно!' спектрально!' лши треба розрахувати ва лшп даного елемента, врахувати вплив розподшу випромшювання у всьому спектральному д1апазош I розглянути вс1 ударш процеси в атом к

Розглянуто основш прийоми побудови "модел! атома" для проведения розрахушав заселеностей р!вшв розглянутого атома при вщсутносп ЛТР.

Дано опис програмного комплексу М11ЬТ1, застосовуваного для НеЛТР обчислень. Автор ютотно модифжував оригшальний текст програми для використання в розрахунках бшып повного пакета непрозоростей з шшого програмного комплексу АТЬАБ9, призначеного для розрахунку моделей зоряних атмосфер. Тому що вс1 модел! зоряних атмосфер, яю

використаш в наших подалыних дослщженнях, були розраховаш по програм1 АТЬА89, то зникае можлива помилка обчислення через використання ргзних програмних паке™, шод1 нацшених на р1зний температурний д1апазон. Це дозволило бшьш точно, чим у колишньому вар1ант1 програми, розраховувати непрозорос™ в континуум!. А можливють врахувати поглинання у великому числ! лшш, особливо в обласп близького ультрафюлету, дозволило набагато точшше описати розподш штенсивностей, що ключовим образом позначаеться на рад1ативних швидкостях зв'язано-вшьних переход1в.

Кр1м цього, було ютотно перероблене введения параметр1в атома, зокрема, уведення великих обсяпв даних по перетинах фотоюшзащУ. Також була додана можливють завдання поля випромшювання "вручну", наприклад, отриманого шшими методами чи при розрахунках спектр1в атмосфер, що зовш опромшюються. Додано декшька вар1ант1в розрахунку розширення спектральних лшш. Щоб розраховувати близькорозташоваш [ перехресш один на одного профин лшш одного мультиплету, була ютотно змшена фшальна частина програми. Також додана можливють розрахунку екв1валентних ширин обраних лшш по сггщ вщхилень, що задаеться, в1д вихщного вмюту, при якому проводилися основш обчислення.

У другому роздип описаш створеш для НеЛТР розрахунк1в по програм1 МиЬТ1 модел! атом1в С II, NII, О I, О II, N31.

Модель С II складаеться з 71 р1вня. У детальний розгляд були включен! 97 рад!ативних переход1в М1ж першими 38 р!внями С II, трьома р1внями С III1 основним р1внем С IV.

Ще 49 враховувалися з фксованими рад1ативними швидкостями. 1ний piBHi враховувалися тшьки в р1внянн1 збереження числа часток i переходи м!ж ними не приймалися до уваги.

Модель N II складаеться з 109 pißHie: 3 нижшх piBHi N I, 93 р1вня N II, 12 piBHiß N III i основний р1вень N IV. ГНсля попереднього анал1зу ми залишили в розгляд! рад1ативш переходи м!ж першими 43 р!внями N II, п'ятьма нижшми р!внями N III i основним piBHeM N IV: 92 зв'язано-зв'язаних перехода в детальних розрахунках i 222 перехода пщключалися з фжсованими рад!ативними швидкостями.

Модель юна кисню мютить у co6i 141 р1вень: nepuii три piBHi нейтрального кисню, 132 р1вня О II, п'ять piBHiß О III i основний pißeHb О IV. Для детального розгляду в данш модел1 ми залишили рад!ативш переходи м}ж першими 49 р1внями ioHa кисню й основним р1внем О III. Для детального ршення були вщ1браш 86 зв'язано-зв'язаних nepexofliß, що досить добре описують формування щкавлячих нас лшш у спектрах B-3ipoK. iHiui 170 переход1в приймалися з фжсованими в JITP рад1ативними швидкостями.

При створенш моделi для нейтрального кисню ми включили в нег для детального розгляду 23 терма О I i основний pißeHb О II. Ще 48 термов нейтрального кисню, 9 термов О II, 5 термов О III i основний р1вень О IV додаш для включения в р!вняння збереження числа часток. Yci 46 зв'язано-зв'язаних переход!в з довжинами хвиль менше ЮО'ООО А були включеш в детальний анал!з. У використовувану модель атома натрпо входять 20 piBHiß Na I i основний pieeHb Na II - у детальному розгляд^ i 7 piBHiß, що враховуються з JITP заселеностями в р1внянн1

збереження повного числа часток. Детально розглядалися 46 зв'язано-зв'язаних переход!в. Ще 34 перехода враховувалися з сталими рад1ативними швидкостями, тому що yci вони вщносяться до далеко'1 шфрачервоно'1 обласп, мають незначш штенсивност1 лшш i не роблять ¿стотного впливу на розподш заселеностей.

Для Bcix моделей aTOMÎB проведений пор1вняльний анагиз результате розрахунмв з даними шших aBTopiB i пор1вняння обчислюваного синтетичного спектра нейтральних атом1в з високояюсними спостереженнями

спектра Сонця, а для юшв - 3i спостереженнями В-з1рки у Peg. Перевизначено вмют елеменпв С, О i Na в aтмocфepi Сонця й уточнен! константи розширення Ван дер Ваальса для деяких лшш натрш i кисню. Приведено характеры НеЛТР поправки для деяких лшш, активно використовуваних для визначення xiMÎ4Horo складу з1рок.

Третш роздш присвячений НеЛТР розрахункам у В-з1рок головно'1 послщовност1 для вуглецю, азоту i кисню - елеменпв, чий bmïct tîcho пов'язаний з еволюцшними зм1нами в xiMÎ4HOMy склада нуклеос1нтезом i динам1чними процесами у середиш з1рок. Нами було проведено дослщження 11 paHHix В-з1рок головно'1 послщовност1 поблизу Сонця з метою одержання найбшьш точного вмюту CNO елеменпв в ïx атмосферах для пор1вняння з надлишком цих елемент1в в атмосферах ihmnx 3ipoK. Використовувалися модел! îohîb вуглецю, азоту i кисню, описаш в Глав1 2.

Спостереження були виконан1 за допомогою спектрографа AURELIE на 1.52 метровому телескош Обсерватори Верхнього Провансу (Haute Provence Observatoire), Франщя, Андр1евським С.М. у ci4Hi 1999 року.

Описано процедуру визначення параметр iß атмосфер i пор1вняння ix з даними шших автор1в. Розглянуто вплив помилок у BHÖopi цих параметров на визначення вмюту CNO елеменив. Зроблено висновок, що помилки в параметрах атмосферы внесуть у визначення вмюту CNO елемент1в невизначенють навряд чи бшьшу, шж 0.10 dex. Шсля визначення вмюту елемештв знайдено, що Bei розглянут1 3ipKH мають явний дефщит вуглецю i кисню. При цьому азот показуе як недолж, так i надлишок у

ПОр1вНЯНШ ¡3 СОНЯЧНИМ BMiCTOM.

Анал1з результат!в приводить до висновку, що програмш з1рки мають pi3Hi початков1 вмюти вуглецю i азоту i три з них, можливо, показують наявнють на поверхн1 ознак матер1алу переробленого в CNO цикль

В четвертому роздШ ми обговорюемо пор1вняння xiMi4Horo складу В 3ipoK i "ix нащадюв - цефе'щ i жовтих надпгашчв на приклад1 зоряного скупчення М25, використовуючи те, що щ з!рки були породжеш з того самого М1'жзоряного матер1алу.

Спостереження були проведен! Лак P.E., у кооперащ'1 з яким проводилися щ дослщження. Спектри 5 B-3ipoK були отримаш за допомогою СТЮ 4-метрового телескопа i ешеле спектрографа. Багатофазш спостереження U Sgr i 2 сталих холодних riraimB, були отримаш в Обсерваторп Мак Дональд i3 використанням 2.1-м рефлектора Струве i Сандифорд1вського ешеле спектрографа. Були визначеш параметры атмосфер дослщжуваних з1рок. Для моделювання синтетичного спектра В-з1рок використовувалася програма SYNSPEC, у яку передавалися розраховаш по nporpaMi MULTI i нашим моделям атом1в b-фактори pißHiß щкавлячих нас елемешт Це дозволило нам пор1внювати профш лшш,

змазаних сильним обертанням - зокрема шфрачервоний триплет кисню i лшш, що попадають в область крила На -лши С II 6578 Â i 6582 Â. Програма MULTI також застосовувалася для визначення вмюту вуглецю, кисню i натр1Ю в з1рках-надпгантах нашо'1 виб1рки i цефе'щи. Дв1 В-31рки з малими проекщями швидкостей обертання показують низький bmîct вуглецю, але нормальний bmîct кисню. Yci з1рки з високим обертанням мають дефщит кисню.

У цефе'щи, як це i повинно очжуватися для 3ÎpKH, що випробувала перше перемшування, атмосферний bmîct вуглецю зменшено, а Haipiio трохи збшьшено. Пор1внявши bmîct С, О i Fe дослщжених 3ipOK, ми знайшли, що icHye сильна розб1жн1сть, принаймн1, у bmîctî вуглецю. Важко зрозум1ти бшьш низьке значения вуглецю в В з1рках, чим у ïxhîx нащадках - надпгантах. Найбшьш ймов1рна причина, що приводить до видимих аномал1й достатку в В-з1рках - рад1ащйна дифуз1я, суироводжувана грав1тащйним регулюванням. Ми думаемо, що xiMÎ4Hi аномалп, виявлеьп в В з1рках ймов1рно мають мюце тшьки на ix поверхн1.

В п'ятому роздШ розглянуто питания про bmîct натрш в 12 пекулярних 3ipKax (с посиленими 1ндексами CN i SMR) диска Галактики. Дослщження виконувалося в cniBaBTopcTBi з М1шен1ной Т.В. Спостережний матер1ал був отриманий на 6 -метровому i 1-метровому телескопах CAO РАН. Проведено уточнения параметр1в атмосфер дослщжуваних з1рок.

Отримано надлишковий bmîct натрто, що не може бути усунуто облжом HeJITP ефект1в. Такий надлишок натр1ю, що спостер1гаеться, не пояснюеться сучасними поглядами

на мехашзми протшання ядерних реакцш у надрах 3ipOK noMipHHX мае i вимагае розробки бшыи досконалих метод1в. Одним з них може бути наявшеть водневих спалах1в у гел1евому ядр\, температури яких сприяють протжанню ядерних реакщй Ne-Na циклу.

Шоста глава присвячена питанию визначення вм1сту кисню у 3ipOK гало, що представляють старе населения Галактики. Нашою метою було визначення вмюту кисню в атмосферах 14 з1рок з дефщитом метал1в по шфрачервоному триплету 7771-7774 Â з облшом HeJITP корекщй на ochobí cneKTpÍB з високою роздшьною здатшетю i ретельним шдбором основних зоряних параметр1в. Використовувалася модель атома кисню, описана в Глав1 2. Спектри були отримаш на 6-метровому телескоп1 CAO РАН. Були уточнен! атмосферш параметри i bmíct 3anÍ3a наших програмних 3ipoK. Тшьки для трьох 3ipoK можна було вим1рити екв1валентн1 ширини лши [01] 6300 á i визначити по них bmíct кисню. В шших з1рок ця лш1я блендирована атмосферним киснем. Для згаданих 3ÍpoK bmíct кисню, отриманий по л1шях триплету i заборонено!' лши не показуе îctothoï

bíflmíhhoctí.

Середне значения [O/Fe] для bcíx дослщжених 3ÍpOK дор1внюе 0.61±0.21 i, якщо видшити 3ÍpKH з металев1стю -3 < [Fe/H] < -1, то для них [0/Fe]= 0.71±0.19. Нами був переобчислений bmíct зал1за i кисню для 24 3ÍpoK з робота Кавалло та íh. (1997) з тими ж атомними параметрами спектральних лшш, що i для наших програмних 3ÍpoK.

Визначен1 нами вмюту кисню не показують залежносп вщ таких атмосферних параметр1в, як ефективна температура i гравп~ащя. При цьому кнуе явний тренд достатку кисню,

що збшьшуеться 3Í зменшенням зшпза. Лшшну залежшсть м!ж [O/Fe] i [Fe/H] можна виразити як:

[О/Fe] = -0310[Fe/H]+ 0.047

Кут нахилу прямо!' узгоджуеться з результатами дослщжень íhuihx aBTopiß.

Ochobhí результати та висновки Основною задачею дисертацшно! роботи був шдб1р моделей атом1в i íohíb, необхщних для моделювання спектральних лшш у зоряних атмосферах без припущення про локальну термодинам1чну р1вновагу i застосування цих моделей для визначення вмюту елеменпв С, N, О i Na в атмосферах з1рок р1зного вку i р1зних спектральних loiaciß. Нами отримаш наступи i результати: 1. Створено модел1 атом!в: С I, С И, N II, О I, О II, Na I для обчислень за допомогою програмного комплексу MULTI заселеностей атомарних píbhíb при вщсутност! JITP. Проведено пор1вняльний анал13 результапв розрахунк1в з даними íhuihx автор i в i пор1вняння обчислюваного синтетичного спектра нейтральних aTOMÍB з високояюсними спостереженнями спектра

Сонця, а для íohíb - з спостереженнями В-з1рки у Peg. Перевизначено bmíct елеменпв С, О i Na в атмосфер! Сонця й уточнен! константи розширення Ван дер Ваальса для деяких лшш натрпо i кисню. 5. Для 11 B-3ÍpoK з малими проекц!ями швидкостей обертання визначен1 параметри атмосфер i отримаш оцшки BMicTy CNO елемекив з обл1ком HeJITP ефект!в. Для трьох 3ipoK виявлен! ознаки виносу продукпв CNO циклу на поверхню. У bcíx розглянутих 3ipoK виявлено дефщит вуглецю i кисню, що очевидно е характерною рисою B-3ipoK головно!' послщовност1.

Вмют азоту при цьому показуе як надлишок, так \ дефщит у пор!внянш ¡з сонячним.

3. Для пор!вняння х1м1чного складу В з1рок та Ух нащадюв, для особливого випадку, коли вони були породжеш з того самого м1жзоряного матер1алу, розглянуто з1рки з розаяного скупчення М25. Дослщжено п'ять В-з1рок, два сталих надпганти 1 одна цефе'ща. Проведено пор!вняльний анал1з х1м1чного складу цих з1рок, що утворилися з единого газо-пилового комплексу 1 знаходяться в даний час на р1зних еволюцшних етапах. Вмют кисню у В-з1рок з малими значениями V зш(1) под1бний з його вмютом у цефеУди та сталих надпгаштв, але з1рки, що мають висою швидкост1 обертання, показали сильний дефщит кисню. Для В-з1рок отримано бшьш низький вмют вуглецю, чим у холодних з1рок. Залишаеться неясним, чому В-з1рки мають бшьш низький вмют вуглецю, чим у 1хшх нащадках - надпгантах. Найбшыи ймов1рна причина, що приводить до видимих аномалш достатку в В-з1рках - рад1ативна дифуз!я атом1в, супроводжувана гравшщшним регулюванням.

4. У 12 пекулярних з!рок диска (с посиленими шдексами СИ [ з шдвищеним вмютом метал1в) уточнен! параметри атмосфер I проведено НеЛТР анал1з вмюту №. Отримано надлишковий вмют натрш, що не може бути усунуто облком НеЛТР ефекпв. Такий надлишок натрио, що спостер1гаеться, не пояснюеться сучасними поглядами на мехашзми протжання ядерних реакщй у надрах з1рок пом1рних мае 1 вимагае розробки бшьш досконалих метод1в. Одним з них може бути наявнють водневих спалах1в у гел1евому ядр1, температури яких

сприяють протжанню ядерних реакцш Ne-Na циклу. 2. Для 14 з1рок - карлишв гало визначено параметри атмосфер i отримано bmíct кисню по л1шях [OI] 6300 А i 1Ч-триплету кисню (7771-7774 А) при облшу HeJITP ефекпв. Перел1чено bmícth зал1за i кисню для 24 3ÍpoK з робота Кавалло та íh. з тими ж атомними параметрами спектральних лшш, що i для наших програмних з1рок. Пщтверджено наявнють залежноеи вмюту кисню вщ металевоеп для з1рок гало i визначеш параметри залежноеп [O/Fe] вщ металевоста з1рки. Отримаш результати непогано погоджуються з даними попередшх po6ÍT, але суперечать класичнш теорй' галактичноТ еволющУ, що передбачае збагачення м!жзоряного середовища киснем на величину [O/Fe] ~ 0.3 dex на раншх стад1ях розвитку Галактики.

У результата наших дослщжень ми одержали потужний шструмент для вивчення вмюту CNO елементав i Na в атмосферах 3ÍpoK у широкому д1апазош ефективних температур з урахуванням ефекпв вщхилення вщ ЛТР.

OcHOBHi результати дисертацй опублжоваш в таких роботах

1. Коротин С.А., Комаров Н.С. Влияние HeJITP эффектов на содержание натрия в атмосферах К-гигантов // Астрон. журн. -1989 -т.66 -с.866-869

2. Коротин С.А., Мишенина Т.В. НеЛТР анализ содержания натрия в атмосферах пекулярных звезд диска // Астрон. Журн. -1999 -т. 76 -с.611-617

3. Korotin S.A., Andrievsky S.M., Kostynchuk L.Yu. Carbon abundance in early B-stars. I. NLTE calculations for у Peg // Astron. Space Science -1999 -v.260 -p.531-539

4. Korotin S.A., Andrievsky S.M., Kostynchuk L.Yu. Nitrogen abundance in early B-stars. I. NLTE calculations for у Peg // Astron. Astrophys -1999 -v.342 -p.756-762

5.Andrievsky S.M., Korotin S.A., Luck R.E., Kostynchuk L.Yu. Carbon and nitrogen abundances in early B-stars. I. NLTE calculations for a sample of stars with small V sin i values // Astron. Astrophys. -1999 -v.350 -p.598-602

6. Korotin S.A., Andrievsky S.M., Luck R.E. Oxygen abundances in early B-stars // Astron. Astrophys. -1999 -v.351 -p. 168-176

7. Korotin S.A. NLTE calculation for О II // Odessa Astronomical Publications -1999 -v. 12 -p. 191-194

8. Mishenina, Т. V., Korotin, S. A., Klochkova, V. G., Panchuk, V. E. Oxygen abundance in halo stars from О I triplet // Astron. Astrophys -2000 -v.353 -p.978-986

Кого tin S.A. An application of the NLTE method for investigation of the light element abundances in the stellar atmospheres - Manuscript. Thesis on search of the scientific degree of candidate of physical and mathematical sciences, speciality 01.03.02 - astrophysics and radio astronomy. Odessa State university, Odessa, 2000.

The dissertation contains the results of 8 scientific publications, in which the determination of the CNO and Na abundances were investigated for the stars of the different ages and spectral types without the supposition about LTE. An influence of the NLTE effects on the lines of atoms and ions of those elements was studied for the spectra of the main sequence В stars, Cepheid, cool dwarfs and giants. It was shown that an account of the NLTE deviations is of the paramount importance for our present knowledges about the chemical composition of the stellar atmospheres.

Key words: stellar atmospheres, abundances chemical elements

KopoTiH C.A. Використання методу HeJITP анагпзу для дослщження вмюту легких елеменпв у зоряних атмосферах. -Рукопис. Дисертащя на здобуття наукового ступеня кандидата ф!зико-математичних наук за спещальнютю 01.03.02 -астроф1зика, радюастроном1я, Одеський державний ушверситет iMeHi И.И.Мечникова, Одеса, 2000.

Дисертащя мютить результати 8 наукових робот, у яких дослщжуеться визначення в\нсту елсмеьтв С, N, О i Na без припущення про ЛТР в атмосферах 3ipoK pi3Horo вку i спектрального класу. Дослщжено вплив НеЛТР ефекив на лши атом1в i ioHiB цих елемеьтв у спектрах B-3ipoK головноУ послщовносп, цефещ, холодних карлиюв i riraHTiB. Показано, що облж вщхилень вщ ЛТР, при визначенш вмюту цих елеменпв, мае принципове значения для полшшення сучасних знань про х1м1чний склад зоряних атмосфер. KiiiOHOBi слова: зоряш атмосфери, 3MicT х1м1чних елеменпв

Коротин С.А. Применение метода HeJITP анализа для исследования содержания легких элементов в звездных атмосферах. - Рукопись.

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук по специальности 01.03.02 -астрофизика, радиоастрономия, Одесский государственный университет имени И.И.Мечникова, Одесса, 2000.

Диссертация содержит результаты 8 научных работ. Основной задачей диссертационной работы был подбор моделей атомов и ионов, необходимых для моделирования спектральных линий в звездных атмосферах без предположения о локальном термодинамическом равновесии и применение этих моделей для определения содержания элементов С, N, О и Na в атмосферах звезд разных возрастов и спектральных классов. Были получены следующие результаты:

1. Созданы модели атомов: С I, С II, N И, О I, О II, Na I для вычислений с помощью программного комплекса MULTI населенностей атомарных уровней при отсутствии ЛТР. Проведен сравнительный анализ результатов расчетов с данными других авторов и сравнение рассчитанного синтетического спектра нейтральных атомов с высококачественными наблюдениями спектра Солнца, а для ионов - с наблюдениями В-звезды у Peg. Переопределены содержания элементов С, О и Na в атмосфере Солнца и уточнены константы уширения Ван дер Ваальса для некоторых линий натрия и кислорода.

2. Для 11 В-звезд с малыми проекциями скоростей вращения определены параметры атмосфер и получены оценки обилия CNO элементов с учетом НеЛТР эффектов. Для трех звезд обнаружены признаки выноса продуктов CNO цикла на поверхность. У всех рассмотренных звезд обнаружен дефицит С и О, что видимо является характерной особенностью В-звезд главной последовательности. Содержание N при этом показывает как избыток, так и дефицит по сравнению с солнечным.

3. Для сравнения химического состава В звезд и их потомков, для особого случая, когда они были рождены из одного и того же межзвездного материала, рассмотрены звезды из рассеянного скопления М25. Исследовано пять В-звезд, два непеременных сверхгиганта и одна цефеида. Содержание кислорода у В-звезд с малыми значениями v sin(i) сходно с его содержанием у цефеиды и непеременных сверхгигантов, но звезды имеющие высокие скорости вращения показали сильный дефицит кислорода. Для В-звезд получено более низкое содержание углерода, чем у холодных звезд. Остается неясным, почему В-звезды имеют более низкое содержание углерода, чем в их потомках - сверхгигантах.

4. У 12 пекулярных звезд диска (с усиленными индексами CN и с повышенным содержанием металлов) уточнены параметры атмосфер и проведен HeJITP анализ содержания Na. Получено избыточное содержание натрия, которое не может быть устранено учетом НеЛТР эффектов.

5. Для 14 звезд - карликов гало определены параметры атмосфер и получено содержания кислорода по линиям [01] 6300 Á и ИК-триплету кислорода (7771-7774 Á) при учете НеЛТР эффектов. Пересчитаны содержания железа и кислорода для 24 звезд из работы Кавалло и др. с теми же атомными параметрами спектральных линий, что и для наших программных звезд. Подтверждено наличие зависимости содержания кислорода от металличности для звезд гало и определены параметры зависимости [O/Fe] от металличности звезды.

В результате наших исследований мы получили мощный инструмент для изучения содержания CNO элементов и Na в атмосферах звезд в широком диапазоне эффективных температур с учетом эффектов отклонения от ЛТР. Ключевые слова: звездные атмосферы, содержание химических элементов