Исследование группы HgMn ксеноновых звезд тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Б ОД 1'ОССИПСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК ИНСТИТУТ АСТРОНОМИИ

' ОКТ ПГ*

На правах рукописи

ЗАХАРОВА Лариса Александровна

УДК 523.3,524.3

ИССЛЕДОВАНИЕ ГРУППЫ НвМп КСЕНОПОВЫХ ЗВЕЗД (01.03.02, астрофизика, радиоастрономия)

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва -1996

Работа выполнена в Институте Астрономии РАН.

Научный руководитель: кандидат ({тонко математических наук Т.А.Рябчикона

Официальные оппоненты: доктор фипико математических паук Ю.П.Глаишенский-

кандидат фипико математических наук П.И.ЦммГтл

Недущее учреждение: Крымская астрофизическая обсерваторий Академии Наук Украины

• )ап(ита гостоитси ¿а^ишг. г.

и уО" чагой на оагсдании специализированного совята, шифр Д (Ш..'Г).01, в Специальной Астрофизической обсерватории РАН по адресу: Клрачшчю-Мгркессии, нос, Нижний Архыи, СЛО.

С диссертацией можно оонакомиться в библиотеке Специальной А строфип и ческой обсерватории.

Автореферат раоослан " 1990 г.

Ученый секретарь специализированного совета, кандидат физико-математических наук

С.К. Майорова

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность теми. Изучение отклонения химического состава молодых А-звезд от нормального химического.состава представляет большой интерес для рассмотрения химической аволюцпп Галактики и обьяспення природы химически аномальных звезд верхней части главной последовательности. В настоящее время существует несколько теорий происхождения аномалий химического состава этих звезд. Наиболее развитой в численном отношении является теория диффузионного разделения компонентов под действием давления излучения, предложенная Мппю в 1970 г и детально разработанная им в серии последующих работ. Однако, в ряде случаев ата теория не может обьясинть наблюдаемые аномалии химического состава. Второй неядерный процесс, приводящий к разделению олсментов, исследован как теоретически, так и практически - механизм свстоиндуцирован-ного дрейфа. Теоретические расчеты и ¡эксперименты показали, что пффектниная скорость процесса спетонндуцнропа иного дрейфа на несколько порядков выше, чем соответствующая скорость диффузии под действием давлении излучения.

С 1961 г. когда Сарджснт и Джугаку обнаружили нзотон 3Нс в атмосфере пекулярной звезды 3 Сен А, были предприняты попытки определения изотопного содержания гелия в атмосферах В - звезд, заподозренных в наличии аномального содержания гелия 3Не. Наиболее полным явилось исследование Хартуга и Каулн. Исследуя сдвиги центров тяжести линий Не I с различными изотопными сдвигами, авторы добавили к уже известным звездам с аномальным содержанием 3Не: 3 Сеп А и 1 Оп В, шесть звезд, б которых изотоп ГСЛИН ППе определенно ирису П тиуе г, Три ипеиды С 111'[ии| П1ЫМ Присутствием 311е в атмосфере п звезду к Сие, в атмосфере которой возможно присутствие изотопа гелия. Добричев и др. на основании расчета синтетического спектра в области линий Не I А 4921 н А 5016 подтвердили наличие пзотопа 3Не в атмосфере к Спс.

Все звезды с избытком изотопа гелия 3Пе одновременно имеют общий дефицит Гелйя в атмосфере. Большинство звезд классифицируют как Не-\усак или 1^Мп. Хартуг и Каулн также обнаружили тенденцию к росту относительного содержания изотопа 3Не с тем-йературой.

Две звезды из списка Хартуга н Каулн имеют также аномалии содержания других благородных газов. Лпшга Кг II были обнаруже-

иы в спектре .3 Сеп Л Джугаку и др. Анализ химического состаия покапал,что избыток криптона в атмосфере этой звезды достигает 3.1 с1ех. Согласно исследованиям Хнкокса , Рябчиковой п Смирнова, Адельмана, п атмосфере зпезды к Сне, примерно, такой же избыток имеет другой благородный газ-ксенон. Если этот наблюдательный факт не является случайным, то возможно наличие изотопа гелия 3Не и в атмосферах других пекулярных звезд с аномалиями благородных газов. Кроме к Спс лшпш Хе II были отождествлены в спектрах 3-х 1^Мп звезд: 112 Пег Бндсльманом, в спектрах 1ГО1780С5, Н0182308 Хпкоксом.

Возникает вопрос, а не существует ли какой-либо связи между всеми аномалиями благородных газов, и не связанны ли они с глобалышмн характеристиками звезды, в первую очередь температурой и ускорением силы тяжести, а также с аномалиями других химических элементов.

Основной целью данной работы явилось детальное исследование химического состава звезд с аномалиями благородных газов, в первую очередь исследование изотопного содержания гелия. В программу исследования вошли четыре звезды, одна пз которых является двойной звездой. Это звезды: 11011905,1Ю178065,1Ю182308,112 Пег, к Спс. Кроме того в работе исследовалась подозреваемая па двойственность звезда 1Ш11905, в спектре которой ранее Рябчиковой и Птнпыным была обнаружена асимметрия некоторых липни, меняющаяся в зависимости от фазы. Также исследуется двойственность 112 Пег, определяются параметры моделей атмосфер обоих компонентов н вычисляется их химический состав. Результаты исследования п совокупности с данными для других групп пекулярных звезд критически проанализированы и выявлены некоторые общие закономерности.

Научная новизна работы.

-впервые подробнейшим образом была исследована на двойственность звезда 110 11905, построена кривая лучевых скоростей для вто- | ричного компонента по линиям магния и кальция. Для интерпретации особенности наблюдаемого спектра, предложена модель тронной системы, расчитываются парметры орбиты этой системы.

-в работе исследуется на двойственность 112 Пег и вычисляются элементы орбиты этой двойной системы по линиям обоих компонентов. Анализ химического состава обоих компонентов по спектрам

высокого разрешения И отношения сигнала к шуму позволил существенно уточнить параметры атмосферы вторичного компонента н более правильно классифицировать его как Лт звезду.

-для четырех исследуемых звезд проведены расчеты синтетического спектра и области линии Не I ДА 4921; 6678 Á, имеющих максимальный изотопный сдвиг, с учетом всех блснднрующпх линии. Результаты позволили:

а) впервые определить содержание изотопа 3Не в атмосфере HD 182308.

б) подтвердить ранее полученное содержание изотопа 3Не в атмосфере к Спс.

и) оценить верхнюю границу возможного содержания изотопа 3Не в атмосфере первичного компонента 112 Пег.

- показано существование двух подгрупп IlgMn звезд, в одну из которых входят первичные компоненту двойных систем. Звезды от он подгруппы имеют содержание Mn/Fe ниже, чем классические IIgMii-знезды, п близкое к значению для металлических звезд.

- анализ полученных в работе результатов с однородными выборками но химическому составу для групп IlgMn, Лт и квазн-нормальпых звезд позволил определить ряд закономерностей в содержании химических элементов и установить существование гннетнче-ской связи между более холодными Ат звездами и горячими IlgMn звездами.

-на основе результатов исследования можно предположить, что класс IlgMn звезд является более горячим продолжением класса Л,„ звезд на диаграмме Г-Р. Это предположение высказывалась неоднократно многими исследователями. В результате работы обнаружен ряд одинаковых свойств :ггпх разных типов звезд.

Научная н практическая ценность.

— полученные результаты, касающиеся выявленных закономерностей поведения аномалий содержания различных групп химических ¡элементов, являются наблюдательной основой, которую необходимо принимать во внимание при построении теоретических моделей, объясняющих возникновение аномалий содержания химических ¡элементов н молодых Л-звездах.

— выявленные в работе закономерности поведения аномалий содержания химических элементов в атмосферах А-звсод, позволяют сделать прогноз результатов при наблюдении пекулярных звезд.

Апробация результатов. Результаты работы докладывались на

-Астрофизических семинарах п институте астрономии РАИ

-Рабочем Совещании 4-оп Подкомиссии "Магнитны«' звезды" в Потсдаме (1989 г.)

-Международном совещании "Физика и эволюция звезд" в Зеленчуке (1992 г.)

-Международной конференции "Химически аномальные и магнитные звезды" в Словакии (1994 г.)

-на совещании Рабочей группы "Звездные атмосферы" в Крыму (1995 г.)

Структура работы Диссертация состоит ип введения, четырех глав, заключения и приложении. Содержит 14 рисунков, 29 таблиц, библиографию из 127 наименовании. Общий объем 120 страниц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во Введении обосновывается актуальность и формулируется осно! пая цель исследований, приведенных в диссертации, покапана научная новизна основных результатов диссертации, сформулированы основные положения, выносимые на защиту.

Глава 1 носит обзорный характер. П и.1.1 собраны фотометрические и спектральные характеристики исследуемых звезд, данные по иарметрам моделей атмосфер и химическому составу для исследуемых звезд, полученные ранее другими авторами.

В п.1.2 приводится методика получения наблюдательных данных, даются основные характеристики полученных спектров: фотографические спектры были получены в 1989-90 г.г. во II камере ОЗСП 6-м Телескопа Специальной астрофизической обсерватории Российской Академии наук и в кудэ- спектрографе 2-м телескопа обсерватории "Рожен" Болгарской Академии наук (обратная дисперсия составляла 0 Л/мм ("Рожен") и 8 Л/мм (CAO), спектральное разрешение обоих инструментов было примерно одинаковым 0.25 Л), часть спек- | троп была получена с помощью Ретпкопиой линейки | X 1872 пиксел в кудэ-опектрографе 1.2-м телескопа Доминшшскои астрофизической обсерватории Адельмаиом в 1088-93 г.г.(размер пиксела сотанлял 15 микрон, обратная дисперсии 2.4 Л/мм обеспечивала, спектральное разрешение системы спектрограф + Ретикоп равное 0.074 Л), с ИЗС-мигрицей в спектрографе куди 2 M телескопа обсерватории "Рожен"

(спектральное разрешение составило 0.15 Л), а также на спектрографе "Aurelie" 1.52 м телескопа обсерватории Haute Provence, п кудл-спектрографе 1.2-м телескопа обсерватории университета Западного Онтарио (UWO) и и куд'л-снектрографе 3.G-M телескопа обсерватории Mauna Кса.

М п. 1.3 описывается методика обработки спектров, подробным образом рассматривается процедура отождествления спектральных линии и расчета эквивалентных ширин линий, проводится анализ точности этого расчета. Методики обработки фотографических и ретнкоппых спектров звезд приводится раздольно. Обработка рс-тнконных спектров (нроведсппе континуума и определение параметров спектральных липни) проводилась в системе pcIPS, в основном с помощью пакета программ MultiProfil (Ml1). Ото интерактивная программа дли приближении участка спектра суммой профилей отдельных спектральных линий. В данной работе МР использовался в режиме поиска и приближения спектральных липни.

Ii Diane 2 проводится исследование двойственности двух звезд программы: III) 1 НЮ5 и 112 Her.

15 п.2.1 исследуется на двойственность 11D 111)05, для »того используются фотографические и ПЗС-спектры. Вычисляются элементы орбиты ио линиям 111'рвпчпото компонента. Для проверки двойственности звезды построены кривые лучевых скоростей для обоих компонентов но линиям кальция и магния, а также по линии водорода. Лучевая скорость для вторичного компонента меняется очень сильно: с амплитудой :t: .!0 км/с. Лучевая скорость первичного компонента остается постоянной в пределах ± 1 км/с. Если оставаться на попшиш двойственности птон звезды, то в модели двойной системы отношение масс компонентой должно быть очень велико: 1/9, что противоречит появлению в спектре линий, приписываемых вторичному компоненту. Следовательно, двойная система с периодом 5.01 дней не может дать наблюдаемый спектр звезды. Остаются две возможности:

а) Наблюдается тройная система;

б) Произошло случайное наложение спектров проецирующих друг на друга звезд, один из которых двойная;

В работе рассматривается г'ипотепа тройной системы, поскольку такие системы наблюдаются среди llgMu звезд. Нгшестняя иатмен-ная IlgMn звезда AR Aur с периодом 4^.13 имеет третий удаленный

г>

компонент с M-- Ü.r,Mw ii с Ш'рпчдом I'- '22.4 года. 15 < пектре дном ной HgMn звезды 74 Aqr (Р= 3d.43) наряду с двумя (-истомами узких липни, принадлежащих HgMn компонентам, наблюдается также широкая компонента у сильных линии Call и Mgll. В отличии от нашего случая, переменность лучевых скоростей показывают узкие линии, а широкая линия не имеет заметного смещения. t

К сожалению, имеющийся в нашем распоряжении наблюдательный материал не позволяет пронести детальный акали:), тем не менее, мы можем оценить параметры тройной системы, исходя из ряда предположении:

а) HgMn компонент системы должен иметь период обращения достаточно большой, чтобы амплитуда крипой лучеиых скоростей не превышала 2км/с, но при этом, звезда иг должна наблюдаться как визуально-двойная.

б) Один из компонентов тесной пары с периодом 5**.01 должен иметь массу и температуру и«; ниже, чем HgMn звезда, т.к. он вносит значительный вклад и наблюдаемый спектр.

Определив эффективную температуру и ускорение силы тяжести HgMn компонента IID 11005 и полагая, что п тесной двойной одни иг» компонентов является маломасснвной звездой и се вкладом Можно пренебречь, в работс'сделаны Некоторые оценки эффективной температуры втором» массивного компонента. С этими оценочными значениями температур раечнтан синтетический спектр звезд в области линии магния 4W2 и линии 1Ц. Сравнение синтетического и наблюдаемого спектров свидетельствует о том, что принятые нами модели атмосфер обоих более массивных компонентов достаточно хорошо описывают наблюдаемый спектр IIÜ 11905.

На основании принятых температур, можно оценить массы компонентов, используя ¡зависимость массы от эффективной температурь". Согласно данной оценки, HgMn звезда имеет массу 3.85М0, а массивный компонент тесной пары соответственно 'I.HHMq. Пренебрегая массой третьего компонента и руководствуясь простыми . формулами Небесной МехаНПКП ДЛЯ спектрально ДВОЙНЫХ звезд, МоЖ- j но оценить период обращения массивных звезд вокруг общего центра масс, а также значения больших полуосей орбит тесной пары н пары массивных звезд. Принимая К равной 2км/с для более разделенной пары п 30км/с для тесной пары, мы получили следующие элементы орбиты тройной системы:

С

TI t

Г- .V .01; а 0.01 а.с. - дли тесной пары, Р= 30 лет; а— 20.10 а.г.- для разделенной системы, а также оцепили расстояние до тройной системы: при М„ rr 1т.О г~ ЛГ,в.-1 нк;

При таком расстоянии угловой размер орбиты составляет а = О .1, ч то не позволяет наблюдать систему как в пнзуальпо-дпойную. Полученные нами из спектральных наблюдении оценки параметров орбит тройной системы (большое отношение периодов и полуосей) довольно типичны для устойчивых орбит, il сходно с элементами орбиты тромпом систем!.! ЛИ Лиг.

Синтезируя спектр в области Л 4480 А, мы определили величину V sin i для обоих массивных компонентов тронной системы. V sin i для llgMii компонента 10 км/с, для более горячего - 65 км/с. Зная значение этой величины и период обращения можно оценить радиус более горячего компонента широкой пары: R=O.4R0. Зная массу компонента, мы оценили светимость звезды: значение lg лежит в интервале 2.6-2.7. Таким отношением снетимостей обладают звезды, которые имеют значение радиуса в интервале величин от 3 до 8R0 в зависимости от класса светимости. Значение нижней границы этой величины соответствует радиусам звезд V класса светимости, верхней - радиусам звезд IIT класса светимости,, Значение радиуса более горячего компонента, полученного но наблюдениям, соответствует III классу светимости, что подтверждает значение log <7=3.5.

Il п.2.2 исследуется на двойственность 112 Пег. Для »того используются спектры, полученные с Ретнконом. Расчитывются элементы орбиты по линиям обоих компонентов. Приводятся полученные кривые лучевых скоростей. Отношение полуамплитуд лучевых скоростей дает отношение масс компонентов Ma/Mb = 1.98 ± 0.04, что неплохо согласуется с результатами других авторов.

В Diane_3 исследуется химический состав атмосфер звезд программы. В и.3.1 обсуждаются различные методики определения параметров моделей атмосфер. Параметры моделей для исследуемых звезд определяют!! с помощью индексов Женевской фотометрической системы, UVB-, uvby- фотометрии, а также по профилю линии водорода Н7. Особое внимание уделяется методике определения параметров модели атмосферы вторичного компонента 112 Her. Полученные результаты подробно анализируются ^сравниваются с результатами других авторов.

В п.3.2 расчитывается химический состнп атмосфер звезд. Подробно описываются программы определения химического состава.

Методика расчета содержания гелия рассматривается отдельно П II.3.3. Особое пниманне уделяется расчету изотопного (читана гелия. В видимой области спектра максимальный сдвиг 4 О.Г>() Â наблюдается для линии Ile I Л 0078 Л. Следующий по пелнчипе сдвиг +0.33 Â наблюдается для линии Ile I А 4921 Â. Чтобы правильно рассчитать содержание изотопа 'Не, необходимо учесть блендиропание линий. Отождествление линий в интересующих нас областях линий Гелия Ile I для всех исследуемых звезд было проведено с помощью программы выборки линий из Венской базы атомных параметров спектральных линий - VALD. Синтетические спектры рассчитывались по и|)01 рамме SYNTH и расширялись вращением но программе ROTATE. Поскольку звезда 112 Пег снсктралмш-дпойпая, то ее синтетический спектр был получен сложением СШГП'ТПЧССКПХ, расширенных вращением СЦеКТрОВ КОМПОНЕНТОВ С учетом ( ООТВСТСТПу-liillli'l'ü отношения Потоков. 11олуЧенное отношение Н\ч/ 4le=0.35 I) ТОЧНОСТИ совпадает С верхним пределом, приведенным ДЛЯ К Сне Хартуюм п Каули. Для III) 182,'ЮН достаточно уверенно получено отношение 3Не/ 4Нс=0.20 но обеим спектральным линиям. Что же касается двух Других звезд, то результаты менее умеренные. Хотя в спектре H1J 178065 присутствует что-то похожее на очень слабую деталь как раз на Mecí с Предполагаемой .111111111 изотопа 3Не, отношение сигнала к шуму п фактор блендпрованпя не позволяют сделать вывод в пользу наличия изотопа гелия. Что же касается 112 Пег, то несомненно анализ спектра осложняется двойственностью звезды. Достаточно высокое отношение сигнала к шуму дает основание предполагать, что синтетический спектр без изотопа гелия несколько недоучитывает поглощение в области линии 3Пе. Позтому отношение изотопов 3Не/ ЧЬ'—О.ОГ) принято нами как верхняя граница изотопного состава гелия в атмосфере; зтой звезды. Избыток изотопа гелия в звездах к Сне и HD 182308 достигает 2.Л (lex по сраннешпм с солнечным содержанием Ig ''Не/И—-4.80.

Глаиа_4 посвящена обсуждению результатов. Химический roerán исследуемых зпезд сравнивается с химическим составом других химически пекулярных звезд. На основе анализа химического состава 112 Her А классифицируется как Hg-Мн, а 112 Her В как Arn-звезда. Анализ химического состава также* позволяет отнести

.lli'il

112 lier Л к подгруппе Ilg-Mn звезд (подгруппа Снрла-Сарджснта), которые пе« ко.11,м1 отличаются по химическому содержанию атмосфер от обычных HgMn звезд соответствующих температур, в частности, покапывают более низкое содержание,марганца в атмосферах, имеют избыток железа и дефицит хрома, тогда как обычные IlgMn звезды им ют почти солнечное содержание двух последних злемен-топ. Если компоненты двойных систем образуются одновременно из одного иротозвездного облака н если гидродинамические процессы в них протекают линейным образом, то <(ба компонента- системы будут иметь сходный химический состав, а наблюдаемые различия химического состава обьпспяются различным ходом химической пво-люцпен звезд с различными массами и различными температурами. Во всяком случае, есть основание полагать, что появление в двойных системах HgMn и Лиг компонентов не является случайным и, возможно, существует гннетическая связь между этими звездами. Эта гипотеза помогает обьяснпть особенности химического состава двойной звезды с резкими линиями -11 Eri (lll) 27376). Оба компонента зтой системы имеют сходную температуру II показывают одинаковые особенности химического состава: солнечное отношение Ми/1'e, что характерно для Лш звезд с одновременно избыточным содержанием Ми и Ге относительно Сг и Ti. Чтобы детально проверить зту гипотезу, мы собрали данные по химическому составу атмосфер следующих групп звезд: квазн-нормальных', Лт звезд, классических HgMn и поезд подгруппы Снрла, Сарджспта, й построили корслляцн-онные зависимости содержания марганца и хрома относительно железа от содержания железа. Обе зависимости достаточно подробно обсуждаются в гл.4. Кроме того рассматнвается зависимость содержания -rjiï^jfc от jf'е(гДЛЯ звезд выборки и зависимость содержания P/II от Тс|гдля :>тнх же звезд. Все звезды с аномалиями 3Не имеют более высокое содержание фосфора. Однако, ||з-за небольшого кол-лнчества звезд выборки, в которых наблюдается лщшн фосфора, нельзя рассматрннать зту зависимость как статистически значимую. Несмотря на развитие теории диффузии для объяснения аномалии химического состава пекулярных звезд, приходится привлекать много дополнительных фактории (звездный ветер, например) дли объяснения аномалии изотопа гелия. Для фосфора вообще" нет никаких предсказании теории диффузии. Недавно Стеинии II Гольдштейн предложили отличный от диффуоии механизм образования аномалий

гелия п звездах, который качественно оннсьшает lie-weak, He-strong и 3IIe звезды. Однако, этот механизм, основанный на диамагнитном эффекте и снизанном с ним изменением глубины формировании линии гелия по отношению к континууму, требует наличия магнитного поля, которое либо совсем отсутствует, либо очень слабое в IlgMn звездах.

В Заключении формулируются основные выводы диссертации.

В Приложении приведены некоторые вспомогательные, наиболее громоздкие таблицы.

ПОЛОЖЕНИЯ ВЫНОСИМЫЕ НА ЗАЩИТУ

-обнаружение в спектре IID 11905 линии предполагаемого вторичного компонента, интерпретация особенностей наблюдаемого спектра с помощью введения модели тронной системы.

—определение элементов орбиты 112 Iler по линиям обоих компонентов.

-определение параметров моделей н химического состава атмосфер исследуемых звезд.

-обнаружение и определение содержания изотопа гелия 3Не в атмосферах трех исследуемых звезд.

-выявление существования гинетической связи между холодными Am и горячими IlgMn звездами.

Основные результаты диссертации опубликованы в следующих работах://

1. Ryabchikova Т.A., Zacharova L.A., Ptitsyn D.A., Kolev D. "On the binarity of the IlgMn star IIDU905" // Proc. of the 8 til meeting of the subcomission "Magnetic stars", 1989, Potsdam.

2. Zakharova L.A. "Abundance analysis of tho IlgMn stars: IID 178065 HD 182308 with noble-gases anomalies" in "Stellar magnetism" Internationi Conference Proceedings, 1992, 117-121 i

3. Захарова Л.А."Исследование атмосфер двух IlgMn-звенд с предполагаемыми аномалиями благородных газов"//Астрон. ж. 1994. Т.71. С.588.