Спектроскопическое исследование химического состава субкарликов тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

^ а ц оа

"и ■ • ■ /

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК СПЕЦИАЛЬНАЯ АСТРОФИЗИЧЕСКАЯ ОБСЕРВАТОРИЯ

На правах рукописи

Б И К М А Е В ИЛЬФАН ФЯРИТОВИЧ .

УДК 524. 3

СПЕКТРОСКОПИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА СУБКАРЛИКОВ

Специальность 01. 03. 02 - астрофизика, радиоастронома?

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соисканис ученой степени кандидата физико-математических наук

пос. Нижний Архыз - 1992

Работа выполнена в Специальной астрофизической обсерватории

Российской Академии наук

Научный руководитель: доктот) физико-математических наук,

В.Е.ПАНЧУК

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук,

И.М.КОПЫЛОВ, ГАО РАН, Пулково

кандидат физико-математических наук, Т.В.МИШЕНИНА, Астрономическая обсерватория Одесского госуниверситета

Ведущая организация : НИИ физики при Ростовском госуниверситете

Заишта диссертации состоится " с^ИЛ-Л'_1992 г.

в " 40" часов на заседании специализированного совета Д 003.35.01 при Специальной астрофизической обсерватории по адресу: 196140, г. Санкт-Петербург, Пулково, ЛФ САО.

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке CAO РАН. Автореферат разослан Otil/x^id^ 1992 г.

Ученый секретарь специализированного совета, канд. физ.- мат. наук ¡//¡¿¡¿i Е.К.МАЙОРОВА

- 3 -

„ f ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Работа посвящена спектроскопическому исследованию субкарликов солнечного типа ("solar-like suMwarfs") - F и G карликов с понижении, относительно солнечного, содержанием металлов.

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕМЫ. В отличие от звезд диска с солнечным содержанием элементов, субкарлики принадлежат другим^ звездным населениям Галактики - гало и промежуточным составляющим между диском и гало, хотя традиционно субкарлики с содержанием железа от двух до десяти раз ниже солнечного называют субкарликами диска. Звезды указанного типа имеют высокие пространственные скорости (до 300-500 км/сек), а возраст их сравним с возрастом шаровых скоплений (10-17 млрд. лет). Абсолютная светимость субкарликов в среднем на одну звездную величину ниже светимости звезд главной последовательности (карликов) с той же эффективной температурой, что обусловлено, по-видимому, меньшей массой (0.6-0.9 mQ ). Из-за сравнительно малой массы, суо'карлики до настоящего времени находятся на своей главной последовательности и являются непроэво-люционировавпшми звездами. Таким образом, • содержание элементов в их атмосферах отражает, по-видимому, химический состав вещества, из которого они . сформировались на различных стадиях эволюции Галактики. Диапазон содержаний железа, к примеру, лежит в пределах 0.5 - 0.001 от солнечного. Наблюдениям с высокими отношением сигнал/шум (30-100) и спектральным разрешением (ДЖО.ЗА) доступны в настоящее время лишь субкарлики в окрестностях до 100 пс от Солнца. Однако благодаря высоким пространственным скоростям и хаотичному распределению галактических орбит в указанном объеме одновременно присутствуют звезды различных подсистем Галактики. Поэтому исследование химического состава субкарликов дает уникальную возможность зафиксировать отдельные моменты химической эволюции вещества Галактики в целом.

Указанное обстоятельство обусловило непрерывный интерес к суб-

карликам с самого начала развития методов определения химического состава звездных атмосфер. Однако регистрация спектров с высоким спектральным разрешением требует больших затрат наблюдательного времени крупных телескопов и немалых усилий с точки зрения их дальнейшего анализа, поэтому однородный выборки у различных авторов не превышают 10-20 звезд в диапазоне величин У=5Ш-10Ш. Различия е инструментальных и методических подходах при регистрации и анализе спектров приводят при этом к существенным различиям в итоговых результатах ( до одного порядка в содержании железа, см. каталог Не/К] Корель де Стробель и др.. 1985). Этй различия вносят дополнительный шум при комбинировании и сопоставлении результатов разных авторов.

Таким образом, актуальной является задача расширения выборки звезд, для которой наблюдения и анализ химического состава выполнены в однородной системе и единой методикой.

Такая необходимость обусловлена также тем, что з течение нескольких десятилетий развиваются и используются фотометрические методы определения металличности, основанные на изменении поглощения излучения линиями металлов при изменении содержания элементов (Страйжис,1977,1982). Фотометрические наблюдения позволяют выполнить оценки металличности для нескольких тысяч звезд, в большем объеме пространства, чем спектроскопия. Но при этом встает вопрос - может ли большая статистика компенсировать меньшую точность индивидуальных фотометрических оценок металличности ?

Поэтому непосредственное сравнение результатов определения металличности спектроскопичекскиш и фотометрическими методами является одной из актуальных задач в настоящее время.

Возросшая точность наблюдений (как фотографических, так и с применением современных твердотельных приемников ) в 80-е года: позволила, выявить в ряде случаев ограниченность приближения локального термодинамического равновёсия (ЛТР) в теории образования спектральных линий, традиционно используемого при расчетах содержания элементов (Густафссон,1983). Точность расчетов, по-

видимому, ограничена также применением однородных моделей атмосфер к анализу спектра, формирующегося в более • сложных условиях (Густафссон и др.,1985).

Эффекты отклонения от ЛТР могут влиять на точность определения химического состава, поэтому выявление, анализ и учет этих эффектов также актуальны.

Небходимо отметить, что : •

1) анализ результатов различных авторов и наших предварительных расчетов химического состава субкарликов показал, что в рамках ЛТР-подхода невозможно получить однозначные результаты для ряда элементов ( Са, А1, Иа, ) при традиционном использовании линий нейтральных атомов,

2) выполнение не-ЛТР расчетов представляет собой отдельную и сложную задачу даже в случае одного элемента для конкретного типа звезд,

3) новые численные методы анализа при отказе от условия ЛТР еще в большинстве своем недостаточно развиты (Сахибуллин,1991) и юс применение сдерживается рядом причин (отсутствие или большие неопределенности в некоторых атомных константах, принципиально влияющих на точность расчетов, ограниченность наших знаний о физических условиях в атмосферах конкретных звезд, относитзльная недоступность мощных ЭВМ для выполнения массовых расчетов, требующих большого объема вычислений для каждого.элемента и т.д.).

Исходя из вышеизложенного, .в данной работе мы ограничились частным, но принципиально важным случаем в задаче определения химического состава субкарликов - определением содержания железа.

В рамках исследования химической эволюции Галактики железо является ключевым элементом:

- с точки зрения процессов ядерного синтеза - I) ядра Ре оказываются конечным продуктом в цепи последовательной эволюции звезд средней массы ( 2-5 М0), наряда' со сверхновыми, дающими существенный вклад в обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами, 2) ядра колеза являются основой для последующего синтеза элементов

- б -

s-процесса (Ва, Sr) путем последовательного захвата нейтронов (Крамаровский, Чечев, 1987).

- железо используется в большинстве случаев в качестве опорного элемента при исследовании содержаний других химических элементов на диаграммах ( [Х/Ге] - [Fe/H] ), - линии железа дают основной вклад в эффект блокировки излучения в ¡непрерывном спектре субкарликов и, таким образом, определяют величину индекса металличности в различных фотометрических системах. Корректная спектроскопическая калибровка этих индексов опре-t

деляет точность фотометрических оценок металличности.

Расчеты для некоторых других элементов кратко обсуждаются в связи с особенностями реализованного подхода к определению величины [Ре/Н].

Выше отмечалось, что в настоящее время наблюдениям с высокими отношением сигнал/шум и спектральным разрешением доступны звезды до 10-й величины. Это ограничивает объем выборки при спектроскопических исследованиях как субкарликов, так и других типов звезд. Поэтому актуальной является задача повышения световой эффективности системы "телескоп-сцектрограф", учитывая то обстоятельство, что квантовая эффективность современных приемников излучения приблизилась к своему естественному пределу. ЦЕЛЬ РАБОТЫ.

1) Выполнить однородные спектроскопические наблюдения, по-возможности, наибольшей выборки субкарликов, со спектральным разрешением, позволяющим непосредственное измерение эквивалентных ширин линий ( ДА =0.3-0.4 А ).

2) Определить содержание железа однородной методикой с использованием как результатов наблюдений на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа, так и опубликованных результатов наблюдений (эквивалентных ширин) других авторов.

3) Выполнить спектроскопическую калибровку фотометрических индексов металличности двух наиболее распространеных''сйстем - UBV и

I

uvbyß.

4) Исследовать распределение субкарликов по металличности и связь между металличностью и кинематикой.

5) Исследовать возможные пути повышения световой эффективности Основного звездного спектрографа 6-м телескопа.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА. В данной работе впервые:

- выполнены однородные спектроскопические наблюдения с высоким разрешением выборки карликов и субкарликов, состоящей из 70 звезд, -определены единым образом параметры атмосфер и выполнены расчеты содержания железа однородной методикой для 150 звезд в интервале металличности П?е/Н3= +0.2 т -2.5 ,

- выполнен анализ эффектов отклонения от ЛТ.Р для линий нейтрального железа в случае атмосфер субкарликов,

- линии ионов (Ре II) использованы для определения содержания железа, что позволило обойти проблемы, связанные с не-ЛТР эффектами для линий Ге I,

получены результаты, свидетельствующие о более высоком содержании металлов ( в среднем на 0.5 с1ех ) в атмосферах экстремальных субкарликов гало,, по сравнению с результатами предыдущих исследований других авторов,

- выполнена спектроскопическая калибровка фотометрических индексов металличности систем ЦВУ и итЪур на основе однородных спектроскопических определений содержания железа.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ. Результаты полученные в данной работе могут использоваться:

- при моделировании процессов химической и динамической эволюции Галактики,

- для совершенствования современных численных методов расчета интенсивностей спектральных линий и моделей звездных атмосфер,

- для определения металличности субкарликов фотометрическими методами,

- при спектроскопических наблюдениях на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа с использованием резателей звездных изображений.

НА ЗАЩИТУ ВЫНОСЯТСЯ : «

1. Результаты наблюдений и обработки спектров 70 субкарликов и карликов. Параметры атмосфер и содержание железа для 150 звезд в интервале металличности [Fe/H]=+0.24—2.5, определенные однородной методикой.

2. Обнаружение и анализ эффектов отклонения от условия локального термодинамического равновесия для линий нейтрального железа (Fe I) в атмосферах субкарликов.

3. Результаты определения металличности пс линиям иона железа (Fell), вывод о более высоком содержании железа ( в среднем, на 0.5 йех ) в атмосферах экстремальных (по степени обедненности металлами ) субкарликов гало, по сравнению с традиционными определениями по линиям Fe I.

4. Спектроскопическая калибровка фотометрических индексов металличности 5*(U-B)0 6 и Am1.

5. Спектроскопическое подтверждение полученных ранее на основе фотометрических наблюдений выводов о немонотонном характере изменений кинематических характеристик и металличности субкарликов.

6. Результаты исследований позиционных характеристик ОЗСП и резателэй звездных изображений.

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ. Результаты работы докладывались :

- на астрофизических семинарах CAO АН СССР, кафедры астрономии Казанского университета, ГАО АН СССР, института теоретической физики г.Киль (ФРГ),

- на всесоюзных совещаниях рабочей группы " Звездные атмосферы Н. Архыз (1984), Молетай (1988), Тарту'(1991),

- на симпозиумах MAC: N 138 (Киев, 1989), N 145 (Варна, 1990),

- на отраслевом совещании " Дифракционная оптика ", Казань (1991).

СТРУКТУРА И ОВШ! ДИССЕРТАЦИИ. Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, четырех ГЛАВ, ЗАКЛЮЧЕНИЯ и ПРИЛОЖЕНИЯ. Общий объем диссертации 231 страница, из них 110 страниц текста, 52 рисунка, 15 таблиц, библиография содержит 240 наименований. ПРИЛОЖЕНИЕ - 20 страниц.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во ВВЕДЕНИИ дается краткая характеристика исследуемого типа звезд, отмечается принципиальное отличие от горячих субкарликов, которые прошли длительный эволюционный путь и находятся на одной из заключительных стадий СЕоего развития. Показаны актуальность, цель, научная новизна и практическая ценность работы, пункты, выносимые на защиту, объем и структура диссертации.

В ГЛАВЕ I выполнен обзор результатов предыдущих исследований субкарликов различными авторами, рассмотрены задачи настоящего исследования. Подробно описаны программа спектроскопических наблюдений субкарликов, реализованная на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа, и различные методические моменты спектрофотометри-ческой обработки спектрограмм. Выполнено сравнение эквивалентных ширин линий с данными других авторов по группе общих звезд и показано отсутствие систематических ошибок во всем диапазоне W^, используемых в задаче определения химического состаза (W^=20-I50mA). Случайная ошибка определения W^ составляет, в среднем. Ь-10% в диапазоне 50-150 мА, 10-30% в диапазоне 15-50 мА и определяется, главным образом, микрошумами фотоэмульсии. Для задачи определения химического состава субкарликов привлечены дополнительно опубликованные результаты наблюдений (эквивалентные ширины) других авторов. С этой целью выполнен анализ систематических и случайных ошибок определения W^ в данных других авторов и, таким образом, отобраны наиболее надежные измерения. Эти данные позволили увеличить исследуемую выборку до 150 звезд.

ГЛАВА 2 посвящена определению параметров атмосфер субкарликоз. Рассмотрен также ряд методических моментов определения химическо-

- 10 -

го состава субкарликов методом моделей атмосфер. В данной работе расчеты содержания железа выполнены по программе WIDTH6 на основе сетки моделей Куруца (1979). Однородным образом определены параметры атмосфер всех исследуемых звезд. Для определения эффективной температуры привлечены опубликованные показатели цвета (V-K), (R-I), (B-V), (Ъ-у). При этом, как правило, использованы независящие от металличности инфракрасные показатели цвета (V-K) и (R-I). Показатели цвета (B-V) и (Ь-у) использовались лишь в случае отсутствия данных инфракрасной фотометрии. Для всех показателей цвета предварительно были построены калибровочные зависимости "показатель цвета-эффективная температура" в нескольких интервалах металличности. При этом использованы опубликованные значения эффективной температуры для нескольких десятков субкарликов, определенные методом инфракрасных потоков (метод Блэквелла-Шэллиса, Блэквелл и др., 1977, 1979). Точность определения эффективной температуры составила 60-100 К в диапазоне ТЭфф=5800-6800 К и 100-150 К в диапазоне Тд^=5400-5800 К.

Микротурбулентная скорость определена традиционным способом из условия независимости содержания от эквивалентной ширины линии (по линиям Fol, Fell, Till). Диапазон значений VTyp6=I.0-2.5 км/с, точность определения составляет, в среднем, 0.3 км/с. Подавляющая часть исследуемых звезд имеет значение VTyp6=I.5 км/с.

Ускорение силы тяжести logg определялось двумя традиционными методами: I) из условия ионизационного равновесия logg(Sp)(no линиям Fei и Fell) и 2) из соотношения (Страйжис.1982): loggOM^) = 41ogr9W + 0.4(1^ + B.C.) + log(m/m0) - 12.51, при этом светимость Му определялась на основе опубликованных тригонометрических параллаксов. Точность определения величин logg(Sp) составляет 0.3-0.4 dex, величин loggdiy) - 0.15-0.3 dex. БыЛо обнаружено, что величины logg(Sp) имеют систематически более низкие значения ускорения силы тяжести (3.1-3.7), чем logg(My), при этом это систематическое различие возрастает с уменьшением металличности (до 1.0-1.3 dex на [Fe/H]=-2.0-2.5 ). Величины

logg(MY) имеют значения 4.0-4.6, что согласуется с теоретическими расчетами моделей атмосфер субкарликов. При использовании значений logg(My) обнаружилось систематическое различие в содержании железа, определенном по линиям Fei и Fell, которое возрастает до 0.4-0.7 dex с уменьшением металличности.

Для выявления причины указанных различий были выполнена работа по не-ЛГР расчетам для атома железа (Fei). Показано, что в атмосферах субкарликов имеет место эффект дополнительной ионизации (сверхионизации) нейтрального железа (по отношению к случаю ЛТР). Причиной сверхионизации является ультрафиолетовое излучение, выходящее из глубоких и горячих слоев атмосферы звезды. Это излучение в значительной степени поглощается в линиях в случае звезд с солнечным содержанием металлов, с уменьшением металличности доля ультрафиолетового потока возрастает. Дополнительная ионизация приводит к уменьшению числа нейтральных атомов и, следовательно, интенсивности линий Fei. Это, соответственно, ведет к систематическому уменьшению содержания железа, определеному пс линиям Fei, и величины logg(Sp), определенной из условия ионизационного равновесия в рамках ЛТР.

К сожалению, точный количественный учет нз-ЛТР эффектов для линий Fei (соответствующий точности определения эквивалентных ширин линий и параметров атмосфер, 0.1-0.2 dex) б настоящее время невозможен при исследовании индивидуальных звезд. Точность таких расчетов ограничивается неопределенностью ряда атомных параметров, а также использованием однородных моделей звездных атмосфер, которые в действительности подвержены эффектам конвективных движений (в случае солнечной атмосферы проявляющихся з виде грануляции).

Поэтому в данной работе было предложено использовать линии иона (Fell) для определения содержания железа. Ионы составляют 95% от общего числа атомов железа в атмосферах субкарликов, следовательно, интенсивности линий Fell нечувствительны к эффектам сверхионизации нейтрального железа.

Указанный подход был впервые реализован для определения содержания

железа в атмосферах субкарликов и позволил обойти проблемы, неразрешимые в настоящее время с требуемой точностью для линий Fei.

В ГЛАВЕ 3 рассмотрены результаты определения содержания железа. Проанализировано влияние различных факторов на точность определения содержания по линиям Fell. Сделан вывод, что для звезд в интервале металличности [Fe/H3=0-1 основную неопределенность вносят ошибки в микротурбулентной скорости, а для звезд с [ïe/H3=-1-2 случайные ошибки определения тригонометрического параллакса. Итоговая неопределенность в содержании железа с учетом влияния всех параметров составляет 0.1-0.2 dex в зависимости от точности определения этих параметров для конкретной звезды.

Выполнено сравнение содержания железа, определенное в данной работе по линиям ионов, с опубликованными результатами других авторов, которые традиционно использовали линии Fei. Показано, что содержание железа в наиболее бедных металлами звездах ([Fe/H3<-1.5), в среднем, на 0.5 dex выше, чем это следует из традиционных определений по линиям Fei. Этот результат привел к существенному уменьшению числа звезд с экстремально низким содержанием металлов. За исключением одного случая, в исследуемой выборке отсутствуют звезды с металличностью [Fe/H3<-2.0 и лишь небольшая доля их присутствует в выборках других авторов послэ коррекции шкалы металличности на основе сравнения значений [Fe/E3 для нескольких десятков общих звезд. Указанный результат обостряет проблему звезд первых поколений, образованных, возможно, из догалактического вещества с предельно низким содержанием ( или отсутствием) тяжелых элементоз.

Проанализировано распределение 150 исследованных звезд по металлличности и выполнено сравнение с результатами других авторов. Показано, что распределение является немонотонным, имеются выделенные значения металличности ( -0.3, -0.75 и возможно, -1.35, -1.65, -1.90 ), вблизи которых имеются локальные максимумы в числе звезд. Соответственно, имеются значения [Fe/НЗ (-0.5, -1.0 и др.), с минимальным количеством звезд. Этот результат

подтверждает вывод о дискретном характере функции металличносги субкэрлкков, полученный ранее Ростовской группой (Марсаков, Сучков, 1977) на основе анализа фотометрических данных и свидетельствующий о возможном проявлении активных фаз звездообразования и нуклеосинтеза на определенных этапах эволюции Галактики. Показано, что отсутствие указаннных максимумов и минимумов в соответствующих опубликованных результатах других авторов является следствием больших мэтодических ошибок СО.3-0.6 dex) в определении металличности индивидуальных звезд, которые не компенсируются большей статистикой исследуемых объектов и "замывают" дискретный характер распределения по металличности.

Исследована скорость вращения субкарликов з галактической системе координат (компонента пространственной скорости по направлению вращения диска) в зависимости от металличности. Показано, что указанная зависимоть изменяется скачкообразно при значении металличности СРе/Я]=-0.90 :. звезды с металличностью выше указанной (субкарлики диска) имеют сравнительно близкие значения скоростей вращения, характерные для диска - +150+250 км/с, скорости вращения субкарликов гало ([Fe/H]<-0.90) лежат в широком диапазоне -70+200 км/с. Аналогичный скачкообразный характер изменения вблизи металличности [Fe/H]=-0.90 показывает зависимость "эксцентриситет орбиты - металличность". Резкое изменение кинематических характеристик при переходе ст звезд диска к звездам гало свидетельствует о различной динамической эволюции двух основных звездных подсистем Галактики и требует определенного промежутка времени между формированием гало и диска. Указанная особенность в поведении кинематических характеристик позволила уточнить границу между звездами диска и гало по металличности, которая с точностью С.05 dex соответствует значению [Fe/H]=-0.90 .

Выполнена спектроскопическая калибровка фотометрических индексов металличности o"(U-B)0 б и Дпц систем UBV и uvby на основе однородных определений металличности по линиям Fell. Таким образом, в новых калибровках исключен систематический эффект занижения

мвталличности экстремальных субкарликов из-за сверхионизации нейтрального железа. Однако показано, что указанные индексы метал-личности отягощены индивидуальными особенностями атмосфер конкретных звезд, не связанными непосредственно с металличностью,- но влияющими на интенсивности линий поглощения нейтральных атомов (например, температурные неоднородности в атмосфере, связанные с конвективными движениями). Это обстоятельство принципиально ограничивает точность индивидуальных определений металличности конкретных заезд при использовании фотометрических индексов (случайная ошибка - не ниже 0.2-0.3 йех).

Параллельно с исследованием субкарликов выполнен анализ металличности компактной группы из 7 Р-звезд (груша ир^еп 1). В пределах ошибок определения, металличность звезд группы оказалась близкой к солнечной. Исследование кинематических характеристик этих звезд, выполненное Гейтзудом и др. (1988), показало наличие двух динамических подгрупп. Результаты определений металличности. выполненных в нашей работе являются дополнительным аргументом в пользу общности происхождения звезд одной из подгрупп.

В ГЛАВЕ 4 рассмотрены возможные пути повышения световой эффективности Основного звездного спектрографа 6-м телескопа, основанные на модификации некоторых его элементов. Выполнено исследование позиционых характеристик спектрографа. Обнаружены эффекты позиционной нестабильности, проявляющиеся в первый час работы телескопа с момента начала наблюдений. Сделан вывод, что причина нестабильностей находится вне оптических элементов спектрографа к по всей видимости связана с изменением общей геометрии телескопа из-за прогрева элементов конструкции от масло-системы. Предложены некоторые методические рекомендации, уменьшающие влияние указанных нестабильностей в первый час наблюдений.

Выполнено исследование характеристик реззтелей звездных изображений, разработанных в САО АН СССР (Афанасьев и др., 1986). Показано, что использование в качестве входной щели спектрографа

резателей изображений с диэлектрическими покрытиями позволяет увеличить световую эффективность в 3-4 раза по сравнению с классической щелью. Комплект из 4-х резателей изображений настроен и внедрен в штатную эксплуатацию.

Рассмотрены основные этапы изготовления крупногабаритных дифракционных решеток для ОЗСП БТА, Используемые в настоящее время дифракционные решетки (размер заштрихованной поверхности 200x300мм) отражают уровень технологии их производства в 70-е годы и не перехватывает весь коллимированвый пучок ОЗСП, представляющий собой в проекции на плоскость решетки эллипс с диаметрами 250 и 340 мм. Предполагается оснастить спектрограф комплектом из 5-ти решеток (реплик) с размерами заштрихованной поверхности 300x360мм (600 штр/мм) и углами блеска от 8° до 31°. За счет полного использования коллимировашого пучка, фиеического обновления комплекта, эксплуатируемого свыше 10 лет, и улучшенной структуры штриха реплики по сравнению с матрицей (Герасимов, Яковлев, 1982) эффективность спектрографа по световому потоку увеличится на 2030%. Испытания перзых крупногабаритных решеток показали, что их световая зф£ективность~""в рабочих порядках с наибольшей концентрацией света (до 70%) превосходит характеристики используемого комплекта.

Диего и Уокер (1935) предложили интересный способ дополнительного увеличения световой эффективности спектрографа при заданном размере дифракционной решетки. Способ предполагает некоторое увеличение пшрокощельности спектрографа за счет введения тонкой линзы, увеличивающей фокусное расстояние коллиматора. При оптимальном подборе параметров линзы незначительные потери света из-за "перезаполнения" дифракционной решетки увеличенным коллими-рованным пучком существенным образом' компенсируются возможностью раскрыть шире входную щель спектрографа (без потери спектрального разрешения). Выполнены оценки указанного эффекта для случая ОЗСП с использованием крупногабаритных дифракционных решеток. Показано, что возможно дополнительное увеличение световой эффективности

спектрографа на 14-15%.

Таким образом, суммарный выигрыш по потоку, который мокно реализовать при оснащении ОЗСП крупногабаритными решетками, резателем изображений и "перезаполняющей" оптикой после щели, составит, в среднем, 500-600% (1.25x4x1.1=5.5). Этот резерв идеальной классической оптической схемы сравним с эфЭ&ектом внедрения современных панорамных светоприемников, которые безусловно планируется использовать на ОЗСП в ближайшем будущем.

В ЗАКЛЮЧЕНИИ диссертации изложены основные результаты работы и возможные пути развития. ь

В ПРИЛОЖЕНИИ приведены результаты измерения эквивалентных ширин линий Fei и Fell по спектрограммам ОЗСП БТА и результаты расчета содержания железа для каждой линии.

ПУБЛИКАЦИИ.

Основные результаты диссертации опубликованы в 7 статьях:

1. И.Ф.Бикмаев, В.Е.Панчук " Спектрофотометрия F-звезд - членов группы Upgrsn 1 " // Сообщения САС, 1986, вып. 49, с. 40-53.

2. И.Ф.Бикмаев. В.Е.Панчук "Исследование позиционных характеристик Основного звездного спектрографа 6-м телэскопа (БТА)" // Астрофиз. иссл. Известия CAO, 1986, т.23, с.111-116.

3. И.Ф.Бикмаев " Спектроскопическое исследование F и G-карликов с пониженным содержанием металлов. I. Анализ спектра железа", // Астрофиз. иссл. Известия CAO, 1987, т.25, с.3-12.

4. И.Ф.Бикмаев, С.С.Бобрицкий, Н.А.Сахибуллин " Сверхионизация нейтрального железа в атмосферах субкарликов солнечного типа " // Письма Е Астрон. ж, 1990, т.16, п.З, с.213-222.

5. I.F.Bikmaev, S.S.BobritskiJ, V.G.El'kin, D.A.Lyashko, L.I.Mashonkina, N.A.Sakhibuilin " Departures irom LTE and abundances of elements In the atmospheres of the solar-like subdwarfs " // In: Poster Papers presented -at the 145th Symposium of the IШ, -Bulgaria, August 27-31,1990, eds. G.Michaud, A.Tutukov, M ."Berge vin, Montreal, Canada, 1990, p.3-4.

6. И.Ф.Бикмаев, Э.Б.Гажур "Улучшение характеристик Основного звездного спектрографа БТА. Опыт работы с резателями изображений" // Астрофиз. иссл. Кззестия ОАО, 1990, т.32, с. 181-190.

7. Э.А.Яковлев, И.Ф.Бикмаев, В.Г.Клочкова, В.Е.Панчук "Современные дифракционные решетки для современных астрономических спектрометров" // Астрофиз. иссл. Известия CAO, 1991, т.34, с. 64-69.

ЛИЧНОЕ УЧАСТИЕ АВТОРА

В работах, выполненных в соавторстве, автору принадлежат следующие результаты:

работы 4, 5 - постановка задачи, наблюдения, расчеты содержания в приближении ЛТР, интерпретация результатов,

работа 7 - участие в совместной работе по подготовке изготовления дифракционных решеток и исследовании их характеристик, в работах 1,2,6 - участие в исследованиях равноправное с соавторами.

ЛИТЕРАТУРА

Афанасьев В.Л., Гажур Э.Б., Панчук В.Е., 1936, Входная щель спектрального прибора // Авт. свид. No. 1236325, Бюлл. "Открытия, изобретения", т. 21, с.172 Блэквелл, Шэллис.1977, Blackwell D.E., Shallle M.J., Stellar angular diameters from infrared photometry. Application to Arcturus and other stars; with effective temperature //Hon. Not. Roy. Astron. Soc., v. 180, n. 1, p. 177-192. Блэквелл и др., 1S79, Blackwell D.E., Shallis M.J., Selby M.J. The Infrared flux method for determining 3tellar angular diameters and effective temperatures // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., v. 188, n. 3, p. 847-862. Гейтвуд и-др., 1988, Gatewood G., de Jonge J.K., Castelas M. et al., A study of Upgren 1 // Astrophys. J., v. 332, n. 2, p.917-920.

Герасимов Ф.М., Яковлев Э.А., 1932, Дифракционные решетки // в кн. "Современные тенденции в технике спектроскопии", "Наука",

Новосибирск, с. 24-93. - 1в -

Густафссон, 1983, Gustaisson В., The abundance analysis of metal-poor late-type stars from a. theoretical standpoint // Publ. Astron. Soc. Paclf., v. 95, n. 564, p. 101-110.

Густафссон и др.,1985, Gustaisson В., Graae-Jorgensen U., Fundamental, parameters and models of stellar atmospheres // Proceedings of the IAU Symp. N. 111 "Calibration of fundamental stellar quantities", Dordrecht, p, 303-329.

Диего, Уокер, 1985, Diego F., Walker D.D., On the possibility of increasing the throughput of astronomical ■ spectrographs by overfilling the dispersing element // Mon. Not. Roy. Astron. Soc., v. 217, n. 2, p. 347-354.

Керель де Стробель. и др.,1985, Cayrel de Strobel G., Bentolila C., Hauck В., Duquennoy A., A catalogue of [Fe/Hl determinations, 1984 edition // Astron. Astrophys. Suppl. Ser.t v. 59, n. 1, p. 145-186.

Крамаровский ЯМ., Чечев В.П., 1987, Синтез элементов во Вселенной // Наука, Москва, 160 с.

Куруц, 1979. Kurucz R.L., Model atmospheres for G, F, А, В and 0 stars // Astrophys. J. Suppl. Ser., v. 40, p. 1-340.

Марсаков B.&., Сучков A.A., 1977, Распределение металлов среди населений'Галактики и галактическая эволюция // Астрон. ж., Т. 54, Ш. 6, о. 1232-1240.

Сахибуллин Н.А., 1991, Sakhlbullin N.A., Model atmospheres and chemistry // in: " Evolution of stars: the photospherlc abundance connection ", Proceedings of IAU Symp. N. 145, eds. GiMlchaud and A.Tutukov, Dordrecht, Netherlands, p. 49-61.

Страйжис В.Л., 1977, Многоцветная фотометрия звезд // '-'Мокслас", Вильнюс, 312 с.

Страйжис В.Л., 1982, Звезда с дефицитом металлов // "Мокслас",

Вильнюс, 312 с. ^-

За*. №182 ' 2/03-1992 г. Тираж 100.

отпечатано в отделе оператаяс! печати

Ставропольского краевого управления статясшн г. Ставрополь, ул. ПушхЕхз, 4