Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд

Аль-Хави Омар А. Абдулнаби

Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Аль-Хави Омар А. Абдулнаби АВТОР

кандидата физико-математических наук УЧЕНАЯ СТЕПЕНЬ

Казань МЕСТО ЗАЩИТЫ

2013 ГОД ЗАЩИТЫ

01.03.02 КОД ВАК РФ

Диссертация по астрономии на тему «Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд»

Автореферат диссертации на тему "Исследование физических параметров и химического состава атмосфер A-F-звезд"

На правах рукописи

Аль-Хави Омар А. Абдулнаби

ИССЛЕДОВАНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ И ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА АТМОСФЕР А-Р-ЗВЕЗД

01.03.02 - астрофизика и звёздная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание учёной степени кандидата физико-математических наук

1 ' :.:п

Санкт-Петербург - 2013

005538241

Работа выполнена в Федеральном государственном автономном образовательном учреждения высшего профессионального образования "Казанский (Приволжский) федеральный университет"

Научный руководитель:

доктор физико-математических наук, доцент БИКМАЕВ Ильфан Фяритович

Официальные оппоненты: ПОГОДИН Михаил Александрович,

доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник Лаборатории физики звезд Федерального государственного бюджетного учреждения науки Главной (Пулковской) астрономической обсерваторий Российской академии наук

СЕМЕНКО Евгений Алексеевич,

кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Лаборатории исследования звездного магнетизма Федерального государственного бюджетного учреждения науки Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук

Ведущая организация: Федеральное государственное бюджетное образовательное учреждение высшего профессионального образования "Санкт-Петербургский государственный университет"

Защита диссертации состоится 29 ноября 2013 г. в 13 час. 00 мин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАО РАН) по адресу: 196140, г.Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом 65

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН

Автореферат разослан 29 октября 2013 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

Милецкий Евгений Викторович

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы

Определение химического состава звездных атмосфер является одним из ключевых инструментов в исследовании звездного нуклеосинтеза, эволюции вещества в Галактике, в проверке теорий звездной эволюции. Подавляющая часть звезд Галактики принадлежит звездам главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в диапазоне спектральных классов A-F-G-K. Продукты ядерного нуклеосинтеза, образующиеся в недрах звезд главной последовательности не проявляют себя в их атмосферах вплоть до перехода звезд на стадию гигантов и сверхгигантов. Поэтому предполагается, что химический состав атмосфер звезд главной последовательности отражает химический состав газо-пылевого вещества, из которого они сформировались. Такой подход при исследовании химического состава атмосфер старых ( 5-12 млрд. лет ) G-K-звезд позволяет исследовать процессы химической эволюции вещества Галактики, начиная с ранних стадий ее пространственной, динамической и кинематической эволюции (звезды гало, толстого и тонкого дисков). Звезды главной последовательности спектральных классов A-F в диапазоне эффективных температур 7000 — 9000 К принадлежат относительно более молодому населению Галактики (1-3 млрд. лет). Очевидно, что исследование химического состава их атмосфер может дать ценную информацию о веществе Галактики на более поздних стадиях ее эволюции.

К сожалению, среди исследованных звезд спектральных классов А и ранних подклассов F подавляющими по числу оказываются звезды с пекулярным химсоставом, который не может быть объяснен в рамках химической эволюции Галактики. Проблема возникновения пекулярностей к настоящему времени еще не решена. При использовании в наблюдениях в 20-м веке фотографических пластинок были обнаружены звезды лишь с сильной пекулярностью, достигающей нескольких порядков в избытке ряда элементов. Фотографические пластинки из-за невысокого отношения сигнал/шум в спектрах (S/N = 20-50) не позволяли выявлять звезды со слабой пекулярностью.

Поэтому мало изучены звезды, в которых пекулярность имеется, но выражена слабо. В результате, к настоящему времени неизвестно, каким образом пекулярности возникают и нарастают ли они со временем, как зависят от других параметров звезд - температуры, ускорения силы тяжести, микротурбулентной скорости, скорости вращения, и т.д. Эта задача является сложной во многих отношениях, так как необходимо выполнить наблюдения и анализ большой выборки звезд с различными параметрами атмосфер для получения обоснованных выводов. Пекулярности химсостава, вызванные физическими условиями в звездных атмосферах, должны быть количественно установлены и отделены от реальных эффектов синтеза химических элементов в недрах звезд и эволюции вещества в Галактике.

Диссертация посвящена исследованию физических параметров и химического состава атмосфер группы А-Р-звезд. Работа основана на оригинальных спектральных данных, полученных на 1.5-метровом оптическом телескопе РТТ-150 с помощью современного эшелле-спектрометра высокого разрешения.

Цель работы:

обработка большого массива эшеле-спектров высокого разрешения для представительной группы А-Р-звезд,

определение фундаментальных параметров атмосфер и расчеты химического состава с применением метода моделей атмосфер, анализ химического состава атмосфер исследуемой группы звезд в диапазоне эффективных температур 6000 - 9000 К, создание обширной базы данных высокоточных измерений эквивалентных ширин линий, которые в дальнейшем могут быть использованы для расчетов химического состава альтернативными методами и подходами.

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты оригинальных определений физических параметров и химического состава атмосфер 14-ти А-Р-звезд, основанные на

высокоточных наблюдательных данных и современных методах анализа.

2. Вывод о неоднородности аномалий химического состава атмосфер А-звезд с эффективными температурами ТеГГ = 7000 - 9000 К.

3. Вывод об отсутствии химических пекулярностей в атмосферах Б-сверхгигантов (подобных наблюдаемым в Аш-звездах), свидетельствующий об их исчезновении в турбулентных атмосферах.

4. Таблицы измерений 5000 эквивалентных ширин линий в спектрах исследованной группы А-Р-звезд.

Достоверность и научная обоснованность Результаты работы основаны на современных наблюдениях высокого качества, апробированных методах определения фундаментальных параметров атмосфер и компьютерных программах расчета содержаний химических элементов. Достоверность результатов подтверждается сравнением с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд. Результаты, полученные в работе, представлялись в реферируемых статьях и выступлениях на международных и российских конференциях.

Новизна полученных результатов и практическая значимость Результаты определения химического состава звезд, полученные соискателем, являются новыми, так как основаны на оригинальных спектрах, полученных на телескопе РТТ-150, и независимо определенных фундаментальных параметров атмосфер. Практическую значимость представляют таблицы с параметрами атмосфер, химическим составом, высокоточными измерениями эквивалентных ширин спектральных линий (позволяющие в дальнейшем выполнить расчеты химического состава альтернативными методами, в том числе и с учетом не-ЛТР эффектов).

Новые определения химического состава, основанные на оригинальных высокоточных спектрах, впервые получены для широкой выборки А-Б звезд.

Личный вклад автора

Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором в сотрудничестве с научным руководителем и в соавторстве с сотрудниками кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.

В публикациях по теме диссертации, выполненных совместно, автору принадлежит основная доля участия в обработке наблюдательных данных и расчетах химического состава, и равная с соавторами доля в анализе полученных результатов.

Структура и объём диссертации

Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цитируемой литературы из 75 наименований и Приложения. Общий объем диссертации составляет 160 страниц, включая 31 рисунок, 11 таблиц и Приложение.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении определены основные цели диссертации, обоснована актуальность темы, приведены основные методы, применяемые в диссертации, сформулированы основные положения, вынесенные на защиту, кратко описано содержание работы.

В Главе 1 описываются методика и результаты обработки эшелле-спектров высокого разрешения, полученные для программных звезд на 1.5-метровом телескопе РТТ-150. В этой Главе также приводятся результаты сравнения эквивалентных ширин с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд.

Спектральные наблюдения A-F-звезд с высоким разрешением в период 1970-1990 гг. выполнялись с применением фотографических пластинок, которые обеспечивали регистрацию спектров в широком диапазоне. Однако, невысокое отношение сигнал/шум (S/N ~ 30-50) не позволяло измерять эквивалентные ширины линий с высокой точностью. В результате,

относительно хорошая точность химического состава получалась лишь для тех элементов, которые были представлены в спектре большим числом линий (таких как железо, хром, никель). К концу 20-го века усилиями различных групп авторов были опубликованы серии статей, в которых был исследован химический состав нескольких десятков А-Р-звезд и обнаружены звезды с пекулярностями химсостава. Однако, в силу ограниченности отношения сигнал/ шум на фотографических спектрах, полученные результаты могли быть отягощены большими случайным и систематическими ошибками. В первой декаде 21-века начали выполняться детальные исследования пекулярных звезд на основе спектров, полученных современными спектрометрами высокого разрешения, оснащенных крупноформатными ПЗС-матрицами. Это позволило перейти к анализу спектров высокого отношения сигнал/шум (Б/И =200-300) с применением метода синтетического спектра, позволяющего извлекать информацию из анализа профилей спектральных линий. Такой подход позволяет выполнить детальнейшие расчеты химсостава с наивысшей точностью. Результаты подобных исследований, опубликованные в работе Роэзаи е1 а1. (2009) позволили обнаружить проявления слабых пекулярностей химсостава атмосфер А-звезд, которые не могли быть обнаружены и исследованы по фотографическим спектрам. Однако трудоемкость анализа современных эшелле-спектров высокого разрешения достаточно велика и поэтому к настоящему времени в работах, подобных Ровва^ е1 а1. (2009) опубликованы результаты исследований лишь единичных А-звезд. С целью существенного расширения выборки исследуемых звезд в диссертационной работе был избран компромиссный подход - наблюдения были выполнены с помощью современного спектрометра высокого разрешения 1.5-м телескопа для большой выборки из 15-20 звезд, а для ускорения анализа химического состава, расчеты были выполнены на основе измеренных эквивалентных ширин линий (а не на основе метода синтетического спектра). Так как непосредственные измерения эквивалентных ширин линий возможны лишь для неблендированных спектров, исследуемая выборка была ограничена

звездами с малыми скоростями вращения (Vsini < 20 км/сек). Таким образом, несколько А-звезд с большими скоростями вращения были исключены из дальнейшего анализа.

Результатом обработки эшелле-спектров РТТ-150 стали обширные таблицы измеренных эквивалентных ширин линий, которые затем использовались для расчетов содержания элементов. Сравнение с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд позволило сделать следующие выводы - измеренные в диссертационной работе эквивалентные ширины по наблюдениям на РТТ-150 с высокой точностью согласуются с данными, полученными на лучших современных эшелле-спектрометрах мира. Систематические различия лежат в пределах одного процента, а случайные ошибки составляют единицы милиангстрем (Рис. 1). Как и ожидалось, опубликованные эквивалентные ширины, основанные на фотографических спектрах, обладают существенными погрешностями. Систематические ошибки могут достигать 10 - 15 процентов, а случайные ошибки 5-15 милиангстрем ( Рис. 2). Таким образом, в диссертационной работе использованы наиболее точные значения эквивалентных ширин линий, измеренных в спектрах представительной группы A-F-звезд. Общее число высокоточных измерений эквивалентных ширин линий составляет около 5000.

Глава 2 посвящена определению фундаментальных параметров атмосфер (Teff, logg, Vmicro) и оценке точности расчетов химического состава. Определения параметров атмосфер необходимы для выбора модели атмосферы (с наиболее высокой точностью), на основе которой будут выполнены расчеты химического состава. Популярным методом определения Teff и logg является спектроскопический метод, основанный 1) - на ионизационном равновесии в содержаниях металлов, определенных по линиям атомов и ионов, и 2) - на независимости содержания от температуры возбуждения. Такой подход основан на использовании спектров исследуемых звезд. В случае пекулярных звезд метод ионизационного равновесия может оказаться неоптимальным из-за пекулярных интенсивностей спектральных линий.

1201 EW (Y) = 0.999 * EW (X) + 0.1 mA, sigma = 2 шА

20 40 60 80 100 120 EW (mA), данная работа

Рис. 1. Сравнение измеренных эквивалентных ширин линий в спектре звезды 21 Peg с опубликованными в работе Fossati et al., 2009

со да

120-,

100-

< Е

80-

а> с га

га

га 60 ОТ

Ш 20

EW(Y) = 1.03 * EW(X) + 1.2 mA, Sigma = 5.3 mA

21 PEG = HD 209459

-i---1-'-1---1

60 80 100 120

20 40

EW (mA), данная работа

Рис. 2. Сравнение измеренных эквивалентных ширин линий в спектре звезды 21 Peg с опубликованными в работе Sadakane, 1981

Например, указанный метод использовался в работе Fossati et al., (2009) при исследовании трех пекулярных звезд. Оказалось, что ионизационное равновесие работает для одних элементов (железо) и, при тех же параметрах Teff и logg, не работает для других. Поэтому в диссертационной работе было принято решение определять основные параметры Teff и logg, не используя спектроскопический метод. Для определения Teff был применен хорошо апробированный фотометрический метод, основанный на использовании наблюдаемых потоков в избранных диапазонах длин волн. Отношения потоков в соседних участках спектра представляют собой измеренные показатели цвета в одной из общепринятых систем. Показатели цвета в настоящее время измерены с высокой точностью для многих звезд. Эффективная температура была определена по показателям цвета (B-V), (b-y), (B2-G), (B2-V1), (V-K), прокалиброванным в шкале метода инфракрасных потоков. Были использован набор калибровочных уравнений, опубликованный в литературе разными авторами для указанных показателей цвета. Независимые значения эффективных температур, полученные на основе нескольких показателей цвета и калибровочных уравнений, были усреднены. Случайная ошибка определения Teff составила порядка 100 К. Сравнение с опубликованными данными других авторов показало согласие в величинах Teff в пределах 100-150 К. Значения параметра logg были определены на основе тригонометрических параллаксов спутника HIPP ARCOS. Необходимо отметить, что в эпоху публикаций серии работ по исследованию A-F-звезд в конце 20-го века, еще не были доступны высокоточные параллаксы спутника HIPP ARCOS. Поэтому с необходимостью авторами применялся метод ионизационного равновесия, о недостатках которого было указано выше для случая пекулярных звезд. Сравнения значений logg, полученных в диссертационной работе, с опубликованными в литературе для нескольких общих звезд, показало, что они согласуются в пределах 0.1-0.2 dex в случайном отношении и не показывают систематических различий.

Микротурбулентная скорость Vmicro была найдена традиционным подходом из условия независимости содержания от эквивалентных ширин линий атомов и ионов нескольких элементов группы железа - Fe, Cr, Ti. Высокая точность определения этого параметра в диссертационной работе обусловлена высокой точностью измеренных эквивалентах ширин спектральных линий. В заключительной части Главы 2 выполнена оценка точности определения содержания химических элементов при изменении значений параметров атмосфер Teff, logg, Vmicro на величину ошибок их определений. Кроме того, был учтен вклад ошибок сил осцилляторов и ошибок измерения эквивалентных ширин линий. Совокупная ошибка определения содержания элементов в итоге варьируется от 0.10 до 0.25 dex в зависимости от конкретного элемента. В среднем ошибка определения содержания составляет 0.15 dex.

Глава 3 посвящена расчету содержания химических элементов в атмосферах 14-ти A-F- звезд и анализу их химического состава.

Химический состав звезд сравнивался с содержанием химических элементов в звезде HD32115. Эта звезда имеет параметры атмосфер (Teff = 7300 К, logg = 4.2), находящиеся внутри диапазона параметров исследуемых звезд, и имеет солнечный химический состав. Поэтому она была использована в качестве звезды-стандарта химического состава. Результаты анализа химического состава следующие:

1. Для группы нескольких общих звезд полученные значения химсостава согласуются в пределах ошибок с опубликованными результатами других авторов (Adelman et al., 2000, 2008). Это подтверждает достоверность результатов расчета химического состава исследуемых звезд, выполненных в диссертационной работе.

2. F-звезда главной последовательности 41 Ser (Teff = 6350, logg =4.2) показывает химический состав, совпадающий с солнечным. Таким образом, в последующих исследованиях она может быть использована в

качестве звезды-стандарта химического состава при сравнении содержаний в атмосферах F-звезд.

3. При переходе к более горячим звездам в диапазоне температур 7000-9000 К обнаруживаются избытки содержаний (0.5-1.5 dex) увеличивающиеся с увеличением атомного номера. К этой группе звезд относятся Tau UMa, HD 72037, HD27962, HD 95608, 58 Dra. При этом, некоторые элементы, такие как кальций и скандий, показывают дефицит содержания относительно солнечного. Наблюдаемые проявления пекулярностей химсостава могут быть интерпретированы как проявления эффектов светового давления и гравитационной диффузии атомов и ионов в спокойных и лучистых атмосферах A-звезд с малой скоростью вращения.

4. Анализ содержаний для другой группы звезд в диапазоне 7000-9000 К показал, что явной зависимости избытка содержаний от температуры (возможного увеличения эффекта светового давления) - не наблюдается. В частности, если звезды HD32115 и HD 2628 с температурами 7300 и 7100 К, соответственно, не показывают аномалий химсостава, то звезда HD78362 (Tau Urna) с температурой 7030 К показывает избытки содержания, достигающие 1.5 dex. При температуре 7030 К звезда определенно еще имеет конвективную атмосферу. Поэтому аномалии химического состава в данной звезде трудно объяснить проявлением только одного эффекта светового давления и гравитационной диффузии атомов. С другой стороны, звезды 15 Vul и 58 Dra с температурами 7670 и 8500 К, соответственно, показывают лишь незначительные избытки содержания тяжелых элементов, не превышающие 0.5 dex.

Таким образом, в диссертационной работе показан неоднородный и неоднозначный характер проявления пекулярностей химического состава в атмосферах A-звезд главной последовательности в диапазоне температур 7000-9000 К. Химический состав звезд F-сверхгигантов (41 Cyg, Alfa Per) оказывается близким к солнечному и не показывает избытков содержания, характерных для исследованных А-звезд. F-сверхгиганты находятся на

эволюционной стадии последующей В-А-звездам главной последовательности. Поэтому отсутствие пекулярностей химостава, подобно наблюдаемым в А-звездах, можно объяснить разрушением диффузионной сепарации элементов в турбулизованных атмосферах F-сверхгигантах. Пекулярности химического состава А-звезд, по-видимому, имеют не химическое, а иное происхождение, обусловленное физическими условиями в их атмосферах. Однозначная причина возникновения такого типа пекулярностей в настоящее время неизвестна. Не исключено, что поиск причин следует продолжить в дальнейшем на основе спектров, полученных с еще большим разрешением ( R > 100000) и отношением сигнал/шум ( S/N ~ 500-700).

В Заключении сформулированы основные результаты, полученные в диссертации.

В Приложении приведены Таблицы 5000 измерений эквивалентных ширин линий в спектрах 15-ти звезд.

Апробация работы

Результаты исследований докладывались на Итоговых научных конференциях Казанского (Приволжского) федерального университета (январь 2011, 2012, 2013 гг.), на Всеросийской научной конференции "Астрономия в эпоху информационного взрыва: результаты и проблемы", ГАИШ МГУ, г. Москва, 28 мая - 1 июня 2012 г., на Международной конференции "Звёздные атмосферы: фундаментальные параметры звезд, химический состав и магнитные поля", Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина (2012 г.), на Всероссийской конференция молодых ученых, CAO РАН, пос. Нижний Архыз (2012 г.), на международной конференции "Putting A Stars into Context: Evolution, Environment and Related Stars", ГАИШ МГУ, г. Москва, 3-7 июня 2013 г.

ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

1. О.А. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И. Бикмаева, Н.А. Сахибуллин Определение фундаментальных параметров атмосфер группы А-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. - 2013. - Т.155, кн.

2. - С.193-197.

2. О.А. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И.Бикмаева, Н.А. Сахибуллин Исследование химического состава атмосфер нормальных и пекулярных A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. -2013. - Т.155, кн. 3. - С.1-7.

3. И.Ф. Бикмаев, О.А. Аль-Хави, А.И. Галеев, В.В. Залялиева Анализ точности наблюдаемых эквивалентных ширин линий в спектрах A-F-звезд с малыми скоростями вращения // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. - 2013. - Т.155, кн. 3. - С.8-12.

ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА

1. Adelman S.J., Caliskan Н., Kocer D., Cay I.H., Tektunali H.G. Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XXIII. The superficially normal stars 28 And (A7 III) and 99 Her (F7 V) // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2000. - V.316. -P.514-518.

2. Adelman S.J., Cay I.H., Tektunali H.G., Gulliver A.F., Teker A. Elemental abundance analyses with DAO spectrograms - XXXI. The early F supergiants v Her (F2 II) and 41 Cyg (F5 Ib-II) // Astron. Nachr. -2008. - V.329. -No.l. - P.4-9.

3. Fossati L., Ryabchkova Т., Bagnulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov O., Wade G. The chemical abundance analysis of normal early A- and late B-type stars // Astronomy and Astrophysics. - 2009. - V.503. - P. 945-962.

4. Sadakane K. Abundance analyses of 21 Pegasi (B9.5 V) and HR 7338 (AO III) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. - 1981. - V.93. - P. 587-593.

Подписано в печать 23.10.2013. Бумага офсетная. Печать цифровая. Формат 60x84 1/16. Гарнитура «Times New Roman». Усл. печ. л. 0,69. Уч.-изд. л. 0,55. Тираж 100 экз. Заказ 142/10

Отпечатано с готового оригинал-макета в типографии Издательства Казанского университета

420008, г. Казань, ул. Профессора Нужина, 1/37 тел. (843) 233-73-59,233-73-28

Текст научной работы диссертации и автореферата по астрономии, кандидата физико-математических наук, Аль-Хави Омар А. Абдулнаби, Казань

МИНИСТЕРСТВО ОБРАЗОВАНИЯ И НАУКИ РФ ФЕДЕРАЛЬНОЕ ГОСУДАРСТВЕННОЕ АВТОНОМНОЕ ОБРАЗОВАТЕЛЬНОЕ УЧРЕЖДЕНИЕ ВЫСШЕГО ПРОФЕССИОНАЛЬНОГО ОБРАЗОВАНИЯ « КАЗАНСКИЙ (ПРИВОЛЖСКИЙ) ФЕДЕРАЛЬНЫЙ УНИВЕРСИТЕТ »

ИССЛЕДОВАНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ И ХИМИЧЕСКОГО

СОСТАВА АТМОСФЕР А- Г - ЗВЕЗД

04201450667

На правах рукописи

АЛЬ-ХАВИ Омар А. Абдулнаби

01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Научный руководитель доктор физико-математических наук

И.Ф. Бикмаев

Казань-2013

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение.................................................................. 4

Глава 1. Общие характеристики A-F-звезд и результаты обработки эшелле-спектров

1.1. Основные фундаментальные характеристики А-звезд и

ранних F-звезд............................................................... 14

1.2. Проблемы интерпретации химического состава A-F-звезд 19

1.3. Обработка эшелле-спектров....................................... 26

1.3.1. Нормировка на плоское поле для участков спектра в диапазоне

6000-8000 Ангстрем................................................................................................27

1.3.2. Процедура нормировки на континуум............................................................29

1.3.3. Перевод спектра в лабораторную шкалу длин волн........................29

1.3.4. Измерения эквивалентных ширин спектральных линий............31

1.4. Сравненение измеренных эквивалентных ширин

линий с опубликованными в литературе........................... 33

Глава 2. Определение фундаментальных параметров звезд

2.1. Определение эффективной температуры Teff.................. 38

2.2. Определение ускорения силы тяжести logg.............................40

2.3. Влияние ошибок определения параметров атмосфер на точность расчетов содержания элементов..............................43

Глава 3. Определение химического состава атмосфер A-F-звезд

3.1. Результаты расчета содержаний химических элементов

в атмосферах 14-ти звезд............................................. 48

3.2. Химический состав звезды-стандарта HD 32115............... 60

3.3. Химический состав F-звезд главной последовательности............62

3.4. Химический состав группы А-звезд............................................................65

3.4.1. Химический состав звезды TauUMa........................ 65

3.4.2. Химический состав звезды 28And....................................66

3.4.3. Химический состав звезды 15 Vul................................. 70

3.4.4. Химический состав звезды 2 Urna....................................71

3.4.5. Химический состав звезды 58 Dra....................................72

3.4.6. Химический состав звезды 68 Таи....................................73

3.4.7. Химический состав звезды 60 Leo....................................74

3.5. Химический состав атмосфер F-сверхгигантов............................75

3.6. Анализ химического состава A-F-звезд.....................................78

Заключение................................................................................................................................83

Благодарности..........................................................................................................................85

Список литературы......................................................................................................86

Приложение..............................................................................................................................93

Введение

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность работы

Определение химического состава звездных атмосфер является одним из ключевых инструментов в исследовании звездного нуклеосинтеза, эволюции вещества в Галактике, в проверке теорий звездной эволюции. Подавляющая часть звезд Галактики принадлежит звездам главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в диапазоне спектральных классов А-Р-О-К. Продукты ядерного нуклеосинтеза, образующиеся в недрах звезд главной последовательности не проявляют себя в их атмосферах вплоть до перехода звезд на стадию гигантов и сверхгигантов. Поэтому предполагается, что химический состав атмосфер звезд главной последовательности отражает химический состав газо-пылевого вещества, из которого они сформировались. Такой подход при исследовании химического состава атмосфер старых ( 5-12 млрд. лет ) в-К-звезд позволяет исследовать процессы химической эволюции вещества Галактики, начиная с ранних стадий ее пространственной, динамической и кинематической эволюции (звезды гало, толстого и тонкого дисков) [10,21,28,38,39,41,44,72]. Звезды главной последовательности спектральных классов А-Б в диапазоне эффективных температур 7000 - 9000 К принадлежат относительно более молодому населению Галактики (1-3 млрд. лет). Очевидно, что исследование химического состава их атмосфер может дать ценную информацию о веществе Галактики на более поздних стадиях ее эволюции.

К сожалению, среди исследованных звезд спектральных классов А и ранних подклассов Б подавляющими по числу оказываются звезды с пекулярным химсоставом, который не может быть объяснен в рамках химической эволюции Галактики [11]. Проблема возникновения пекулярностей к настоящему времени еще не решена. При использовании в наблюдениях в 20-м веке фотографических пластинок были обнаружены звезды лишь с сильной пекулярностью, достигающей нескольких порядков в

избытке ряда элементов. Фотографические пластинки из-за невысокого отношения сигнал/шум в спектрах (S/N = 20-50) не позволяли выявлять звезды со слабой пекулярностью. Поэтому мало изучены звезды, в которых пекулярность имеется, но выражена слабо. В результате, к настоящему времени неизвестно, каким образом пекулярности возникают и нарастают ли они со временем, как зависят от других параметров звезд - температуры, ускорения силы тяжести, микротурбулентной скорости, скорости вращения, и т.д. Эта задача является сложной во многих отношениях, так как необходимо выполнить наблюдения и анализ большой выборки звезд с различными параметрами атмосфер для получения обоснованных выводов. Пекулярности химсостава, вызванные физическими условиями в звездных атмосферах, должны быть количественно установлены и отделены от реальных эффектов синтеза химических элементов в недрах звезд и эволюции вещества в Галактике.

Диссертация посвящена исследованию физических параметров и химического состава атмосфер группы A-F-звезд. Работа основана на оригинальных спектральных данных, полученных на 1.5-метровом оптическом телескопе РТТ-150 с помощью современного эшелле-спектрометра высокого разрешения. Цель работы:

обработка большого массива эшеле-спектров высокого разрешения для представительной группы A-F-звезд,

Основные положения, выносимые на защиту

1. Результаты оригинальных определений физических параметров и химического состава атмосфер 14-ти А-Б-звезд, основанные на высокоточных наблюдательных данных и современных методах анализа.

2. Вывод о неоднородности аномалий химического состава атмосфер А-Б звезд с эффективными температурами = 7000-9000 К.

3. Вывод об отсутствии химических пекулярностей в атмосферах Б-сверхгигантов (подобных наблюдаемым в А-звездах), свидетельствующий об их исчезновении в турбулентных атмосферах.

4. Таблицы измерений 5000 эквивалентных ширин линий в спектрах исследованной группы А-Б-звезд.

Новые определения химического состава, основанные на оригинальных высокоточных спектрах, впервые получены для широкой выборки A-F звезд.

Личный вклад автора

Структура и объём диссертации

КРАТКРЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

В Главе 1 описываются проблемы интерпретации химического состава в опубликованных результатах других авторов, методика и результаты обработки эшелле-спектров высокого разрешения, полученные для программных звезд на 1.5-метровом телескопе РТТ-150. В этой Главе также приводятся результаты сравнения эквивалентных ширин с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд.

относительно хорошая точность химического состава получалась лишь для тех элементов, которые были представлены в спектре большим числом линий (таких как железо, хром, никель). К концу 20-го века усилиями различных групп авторов были опубликованы серии статей [12-15,17-19,23,2527,34,35,37,47,51,67,68,74,75] в которых был исследован химический состав нескольких десятков A-F-звезд и обнаружены звезды с пекулярностями химсостава. Однако, в силу ограниченности отношения сигнал/ шум на фотографических спектрах, полученные результаты могли быть отягощены большими случайным и систематическими ошибками. В первой декаде 21-века начали выполняться детальные исследования пекулярных звезд на основе спектров, полученных современными спектрометрами высокого разрешения, оснащенных крупноформатными ПЗС-матрицами. Это позволило перейти к анализу спектров высокого отношения сигнал/шум (S/N =200-300) с применением метода синтетического спектра, позволяющего извлекать информацию из анализа профилей спектральных линий [22,42]. Такой подход позволяет выполнить детальнейшие расчеты химсостава с наивысшей точностью. Результаты подобных исследований, опубликованные в работе [42] позволили обнаружить проявления слабых пекулярностей химсостава атмосфер А-звезд, которые не могли быть обнаружены и исследованы по фотографическим спектрам. Однако трудоемкость анализа современных эшелле-спектров высокого разрешения достаточно велика и поэтому к настоящему времени в работах, подобных [42] опубликованы результаты исследований лишь единичных А-звезд. С целью существенного расширения выборки исследуемых звезд в диссертационной работе был избран компромиссный подход - наблюдения были выполнены с помощью современного спектрометра высокого разрешения 1.5-м телескопа для большой выборки из 15-20 звезд, а для ускорения анализа химического состава, расчеты были выполнены на основе измеренных эквивалентных ширин линий (а не на основе метода синтетического спектра). Так как непосредственные измерения эквивалентных ширин линий возможны лишь

для неблендированных спектров, исследуемая выборка была ограничена звездами с малыми скоростями вращения (Vsini < 20 км/сек). Таким образом, несколько А-звезд с большими скоростями вращения были исключены из дальнейшего анализа.

Результатом обработки эшелле-спектров РТТ-150 стали обширные таблицы измеренных эквивалентных ширин линий, которые затем использовались для расчетов содержания элементов. Сравнение с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд позволило сделать следующие выводы - измеренные в диссертационной работе эквивалентные ширины по наблюдениям на РТТ-150 с высокой точностью согласуются с данными, полученными на лучших современных эшелле-спектрометрах мира. Систематические различия лежат в пределах одного процента, а случайные ошибки составляют единицы милиангстрем. Как и ожидалось, опубликованные эквивалентные ширины, основанные на фотографических спектрах, обладают существенными погрешностями. Систематические ошибки могут достигать 10-15 процентов, а случайные ошибки 5-15 милиангстрем. Таким образом, в диссертационной работе использованы наиболее точные значения эквивалентных ширин линий, измеренных в спектрах представительной группы A-F-звезд. Общее число высокоточных измерений эквивалентных ширин линий составляет около 5000.

исследуемых звезд [56,57]. В случае пекулярных звезд метод ионизационного равновесия может оказаться неоптимальным из-за пекулярных интенсивностей спектральных линий.

Например, указанный метод использовался в работе [42] при исследовании трех пекулярных звезд. Оказалось, что ионизационное равновесие работает для одних элементов (железо) и, при тех же параметрах Teff и logg, не работает для других. Поэтому в диссертационной работе было принято решение определять основные параметры Teff и logg, не используя спектроскопический метод. Для определения Teff был применен хорошо апробированный фотометрический метод, основанный на использовании наблюдаемых потоков в избранных диапазонах длин волн. Отношения потоков в соседних участках спектра представляют собой измеренные показатели цвета в одной из общепринятых систем. Показатели цвета в настоящее время измерены с высокой точностью для многих звезд. Эффективная температура была определена по показателям цвета (B-V), (Ь-у), (B2-G), (B2-V1), (V-K), прокалиброванным в шкале метода инфракрасных потоков. Были использован набор калибровочных уравнений, опубликованный в литературе разными авторами для указанных показателей цвета. Независимые значения эффективных температур, полученные на основе нескольких показателей цвета и калибровочных уравнений, были усреднены. Случайная ошибка определения Teff составила порядка 100 К. Сравнение с опубликованными данными других авторов показало согласие в величинах Teff в пределах 100-150 К. Значения параметра logg были определены на основе тригонометрических параллаксов спутника ШРРARCOS. Необходимо отметить, что в эпоху публикаций серии работ по исследованию A-F-звезд в конце 20-го века, еще не были доступны высокоточные параллаксы спутника HIPP ARCOS. Поэтому с необходимостью авторами применялся метод ионизационного равновесия, о недостатках которого было указано выше для случая пекулярных звезд.

Сравнения значений logg, полученных в диссертационной работе, с опубликованными в литературе для нескольких общих звезд, показало, что они согласуются в пределах 0.1-0.2 dex в случайном отношении и не показывают систематических различий.