Використання методу НеЛТР аналізу для дослідження вмісту легких елементів у зоряних атмосферах

Размещено на http://www.allbest.ru/

ОДЕСЬКИЙ ДЕРЖАВНИЙ УНІВЕРСИТЕТ ІМЕНІ І.І. МЕЧНІКОВА

Автореферат

дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук

Використання методу НеЛТР аналізу для дослідження вмісту легких елементів у зоряних атмосферах

КОРОТІН СЕРГІЙ АНАТОЛІЙОВИЧ

Одеса - 2000

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в Одеському державному університеті імені І.І.Мечнікова.

Науковий керівник:

кандидат фізико-математичних наук, доцент кафедри астрономії Одеського державного університету Андрієвський Сергій Михайлович

Офіційні опоненти:

Доктор фізико-математичних наук, провідний науковий співробітник Головної Астрономічної обсерваторії НАН України Павленко Яків Володимирович

Кандидат фізико-математичних наук, доцент кафедри астрономії та методики фізики Таврійського національного університету Цимбал Вадим Вячеславович

Провідна установа: Кримська Астрофізична обсерваторія Мін. науки України

Захист відбудеться 6 жовтня 2000 р. у 14 годині на засіданні Спеціалізованої Вченої Ради К41.051.04 при Одеському державному університеті імені І.І.Мечнікова за адресою: 65026, м. Одеса, вул. Дворянська 2.

З дисертацією можна ознайомитись у бібліотеці Одеського держ. університету за адресою: 65026, м. Одеса, вул. Преображенська 24.

Автореферат розісланий “31”серпня 2000 р.

Вчений секретар

Спеціалізованої Вченої Ради

кандидат фіз.-мат. наук Солошенко В.І.

Загальна характеристика роботи

Актуальність теми. Визначення хімічного складу зоряних атмосфер дозволяє нам моделювати еволюцію зірок і Галактики, визначати їхній вік, досліджувати їхню структуру і прогнозувати їхній розвиток. Великі дослідження в цій області виконані і продовжують виконуватися, використовуючи деякі припущення, що спрощують обчислення - зокрема, розрахунки проводяться, за умови ЛОКАЛЬНОЇ ТЕРМО-ДИНАМІЧНОЇ РІВНОВАГИ (далі ЛТР). При цьому передбачається, що заселеності енергетичних рівнів атомів у кожній точці атмосфери зірки знаходяться в строгій рівновазі, залежать тільки від локальної температури і визначаються відомою формулою Больцмана. Це надзвичайно сильно спрощує моделювання спектрів зірок, а значить і задачу визначення хімічного складу, але вносить іноді серйозні помилки.

Насправді, заселеності рівнів атомів залежать не тільки від температури, але й від густини часток і поля випромінювання, тобто будь - яка спектральна лінія в тому чи іншому випадку залежить від поля випромінювання в частотах всіх інших ліній цього елемента й умов їх утворення. Щоб врахувати ці фактори, застосовують більш точні, але більш складні методи НеЛТР аналізу. Основна задача при цьому полягає в тому, щоб створити так звану “модель атома“. Це вимагає знання численних параметрів атомних рівнів і переходів між ними, тестових розрахунків, досліджень на достатню повноту моделей і т.д.

Для нас важливе застосування методу НеЛТР аналізу для дослідження вмісту легких елементів, а саме

вуглецю, азоту, кисню і натрію, вміст яких, з однієї сторони відбиває шлях хімічної еволюції Галактики, а з іншого боку - характеризуютє власну еволюцію зірки. Аналіз вмісту цих елементів традиційними методами приводить до неоднозначних результатів, що можуть бути наслідком спрощеного ЛТР підходу. Застосування точного методу дозволяє уникнути, у наступному, помилок у моделюванні зоряної еволюції.

Сучасна картина збагачення міжзоряного середовища базується на представленнях про те, що важкі елементи синтезуються в масивних зірках (М > 5-30 М), що, вибухаючи наприкінці своєї еволюції як наднові, викидають ці елементи в міжзоряний простір. Крім цього, враховуються й інші види збагачення, наприклад, зоряний вітер від зірок різних мас, оболонки планетарних туманностей та ін. Міжзоряне середовище збагачується таким чином важкими елементами і вони вже в готовому вигляді входять до складу зірок, що народжуються. Самі старі з зірок дають нам уявлення про хімічний склад Галактики на початку її еволюції, а зміна хімічного складу при переході до молодших маломасивних зірок дає картину зміни хімічного складу Галактики згодом.

У зв'язку з цим цікаво розглянути вміст кисню в маломасивних зірках гало, а також вуглецю та азоту в зірках різних складових населення Галактики, тому що їх вміст змінюється в процесі еволюції в незавершеному CNO циклі, що проходить при практично незмінному вмісті кисню. Зокрема, це цікаво досліджувати в молодих B-зірках, що є предками жовтих надгігантів.

Особливий інтерес викликає такий елемент, як натрій, як у зірок гало, так і у зірок диска. Основне джерело поповнення міжзоряного середовища натрієм -масивні наднові. При [Fe/H] > -1.0 існують додаткові джерела поповнення натрію в міжзоряному середовищі. Це можуть бути наднові Ib типу, витікання оболонок, а також NeNa цикл у зірок середніх мас. Показано, що утворення Na можливо в процесах протонного захоплення ²²Ne у зірок з дефіцитом металів. Якщо час конвективного перемішування достатньо малий, збагачений натрієм і збіднений киснем матеріал може бути винесений на поверхню, а витікання речовини з оболонок таких зірок збагатить міжзоряне середовище. Необхідно уточнити, чи є надлишок натрію, що виявляються у зірок диска, наслідком процесів збагачення міжзоряного середовища, прояви глибокого перемішування в ході еволюції зірки чи недосконалості методів дослідження?

Отже, надійне визначення вмісту елементів CNO, Na в атмосферах зірок гало і диску, є в даний час актуальною задачею по дослідженню хімічної еволюції Галактики і власної еволюції зірок. Порівнюючи результати, що одержані при різних припущеннях розподілу зірок з підрахунками реальних зірок різного хімічного складу, можна перевірити дану картину збагачення, і тим самим перевірити закладені в ній ідеї про еволюцію Галактики, зореутворення, еволюцію зірок і походження хімічних елементів.

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

Результати, представлені в дисертації були отримані при виконанні планових наукових тем Одеської астрономічної обсерваторії, зокрема: “Спектроскопія старих зірок”, “Дослідження пульсуючих надгігантів”,

“Дослідження фізики сталих і змінних зірок”. Крім цього частина представлених результатів отримана під час виконання спільної дослідницької програми вивчення B-зірок і жовтих надгігантів з кафедрою астрономії Case Western Reserve University, Кливленд, США, а також Paris-Medon Observatoire “DASGAL” департаментом фізики зірок і галактик.

Мета роботи.

Метою дійсної роботи є:

1. Розробка моделей атомів і іонів деяких легких елементів, необхідних для проведення розрахунків за умови відсутності локальної термодинамічної рівноваги.

2. НеЛТР аналіз вмісту CNO елементів у гарячих B-зірок головної послідовності.

3. Порівняльне дослідження хімічного складу у зірок, відносяться до одного скупчення, але, що знаходяться на різних етапах еволюційного розвитку.

4. Визначення вмісту легких елементів у холодних гігантів, що належать до різних типів зоряного населення і пошук залежностей між аномаліями хімічного складу і параметрами зоряних атмосфер.

Наукова новизна.

Створено моделі атомів C I, C II, N II, O I, O II, Na I для обчислень за допомогою програмного комплексу MULTI населенностей атомарних рівнів при відсутності ЛТР.

Для 38 зірок - карликів гало визначено вміст кисню при обліку НеЛТР ефектів по лініям [OI] 6300 Е і ІЧ-триплету кисню (7770-7774 Е). Підтверджено наявність залежності вмісту кисню від металічності для зірок гало і визначені параметри залежності [O/Fe] від металевості зірки.

У 12 пекулярних зірок диска уточнені параметри атмосфер і проведений НеЛТР аналіз вмісту Na. Отримано надлишковий вміст натрію, що не може бути усунуто обліком НеЛТР ефектів.

Для 11 B-зірок з малими швидкостями обертання визначені параметри атмосфер і отримані оцінки вмісту CNO елементів при обліку НеЛТР ефектів. Для трьох зірок виявлені ознаки виносу продуктів CNO циклу на поверхню. У всіх зірок виявлений дефіцит вуглецю і кисню.

Досліджено п'ять B-зірок, два сталих надгіганта і одна цефеїда з розсіяного скупчення M25. Проведено порівняльний аналіз хімічного складу цих зірок, що утворилися з єдиного газопилового комплексу і знаходяться в даний час на різних еволюційних етапах.

Особистий внесок автора

Автор брав участь на всіх етапах робіт, від постановки задачі до формулювання остаточних висновків. Всі обчислення, зв'язані з відхиленням від умов ЛТР, були виконані особисто автором. При цьому їм були підібрані адекватні моделі розглянутих атомів і модифікований програмний комплекс MULTI для НеЛТР обчислень.

Апробація результатів

Результати роботи доповідалися на нараді робочої групи "Зоряні атмосфери" у КрАО в 1998 і 1999 роках; астрофизичних семінарах Одеської астрономічної обсерваторії; були представлені на 35-ому міжнародному колоквіумі “The Galactic Halo: from Globular Clusters to Field Stars” Інституту астрофізики і геофізики в Льєжі (Бельгія, 1999), а також на міжнародній конференції, присвяченоій 95-річчю Г.Гамова в Одесі (1999).

Публікації.

Матеріали дисертації опубліковані у 8-х журнальних статтях.

Структура та обсяг дисертаційної роботи.

Дисертація складається із вступу, шості розділів, висновків і списку літератури, що містить 159 найменувань. Обсяг дисертаційної роботі становить 139 сторінок, включаючи, у тому числі 34 рисунка та 41 таблицю.

Основний зміст роботи

В Вступі обгрунтовується актуальність теми дисертації, представлений зв'язок роботи з науковими темами, у виконанні яких брав участь дисертант, визначена мета роботи, відображені новизна й особистий внесок здобувача.

В першому розділі описані особливості моделювання спектрів зірок, що спостерігаються, без залучення припущення про наявність локальної термодинамічної рівноваги. При цьому використовується більш виправдане припущення про статистичну рівновагу, коли число процесів, що спустошують даний рівень, дорівнює числу процесів, що заселяють його. Це є принципова відмінність від ЛТР, коли існує детальна рівновага і число переходів між будь-якими двома рівнями повинно бути строго однаковим в обох напрямках. Одне з основних властивостей зоряних атмосфер полягає в присутності інтенсивного поля випромінювання, що сильно відрізняється від рівноважного планківського розподілу. Радіативні швидкості сильно залежать від поля випромінювання, а значить їм будуть визначатися і заселеності рівнів атома. У свою чергу заселеності впливають на коефіцієнти поглинання і випромінювання і відповідно на поле випромінювання. Таким чином, потрібно цілком самоузгоджене спільне рішення рівнянь статистичної рівноваги і переносу випромінювання. На населеність кожного рівня будуть при цьому впливати заселеності всіх інших рівнів і всі процеси переходів між ними. Усі заселеності стають залежними від випромінювання як по глибині атмосфери, так і у всьому частотному інтервалі. І для розрахунку будь якої конкретної спектральної лінії треба розрахувати всі лінії даного елемента, врахувати вплив розподілу випромінювання у всьому спектральному діапазоні і розглянути всі ударні процеси в атомі.

Розглянуто основні прийоми побудови “моделі атома” для проведення розрахунків заселеностей рівнів розглянутого атома при відсутності ЛТР.

Дано опис програмного комплексу MULTI, застосовуваного для НеЛТР обчислень. Автор істотно модифікував оригінальний текст програми для використання в розрахунках більш повного пакета непрозоростей з іншого програмного комплексу ATLAS9, призначеного для розрахунку моделей зоряних атмосфер. Тому що всі моделі зоряних атмосфер, які використані в наших подальших дослідженнях, були розраховані по програмі ATLAS9, то зникає можлива помилка обчислення через використання різних програмних пакетів, іноді націлених на різний температурний діапазон. Це дозволило більш точно, чим у колишньому варіанті програми, розраховувати непрозорості в континуумі. А можливість врахувати поглинання у великому числі ліній, особливо в області близького ультрафіолету, дозволило набагато точніше описати розподіл інтенсивностей, що ключовим образом позначається на радіативних швидкостях зв'язано-вільних переходів.

Крім цього, було істотно перероблене введення параметрів атома, зокрема, уведення великих обсягів даних по перетинах фотоіонізації. Також була додана можливість завдання поля випромінювання “вручну”, наприклад, отриманого іншими методами чи при розрахунках спектрів атмосфер, що зовні опромінюються. Додано декілька варіантів розрахунку розширення спектральних ліній. Щоб розраховувати близькорозташовані і перехресні один на одного профілі ліній одного мультиплету, була істотно змінена фінальна частина програми. Також додана можливість розрахунку еквівалентних ширин обраних ліній по сітці відхилень, що задається, від вихідного вмісту, при якому проводилися основні обчислення.

У другому розділі описані створені для НеЛТР розрахунків по програмі MULTI моделі атомів C II, N II, O I, O II, Na I.

Модель C II складається з 71 рівня. У детальний розгляд були включені 97 радіативних переходів між першими 38 рівнями C II, трьома рівнями C III і основним рівнем C IV. неЛТР аналіз холодний гігант

Ще 49 враховувалися з фіксованими радіативними швидкостями. Інші рівні враховувалися тільки в рівнянні збереження числа часток і переходи між ними не приймалися до уваги.

Модель N II складається з 109 рівнів: 3 нижніх рівні N I, 93 рівня N II, 12 рівнів N III і основний рівень N IV. Після попереднього аналізу ми залишили в розгляді радіативні переходи між першими 43 рівнями N II, п'ятьма нижніми рівнями N III і основним рівнем N IV: 92 зв'язано-зв'язаних перехода в детальних розрахунках і 222 перехода підключалися з фіксованими радіативними швидкостями.

Модель іона кисню містить у собі 141 рівень: перші три рівні нейтрального кисню, 132 рівня O II, п'ять рівнів O III і основний рівень O IV. Для детального розгляду в даній моделі ми залишили радіативні переходи між першими 49 рівнями іона кисню й основним рівнем O III. Для детального рішення були відібрані 86 зв'язано-зв'язаних переходів, що досить добре описують формування цікавлячих нас ліній у спектрах B-зірок. Інші 170 переходів приймалися з фіксованими в ЛТР радіативними швидкостями.

При створенні моделі для нейтрального кисню ми включили в неї для детального розгляду 23 терма O I і основний рівень O II. Ще 48 термов нейтрального кисню, 9 термов O II, 5 термов O III і основний рівень O IV додані для включення в рівняння збереження числа часток. Усі 46 зв'язано-зв'язаних переходів з довжинами хвиль менше 100'000 A були включені в детальний аналіз.

У використовувану модель атома натрію входять 20 рівнів Na I і основний рівень Na II - у детальному розгляді, і 7 рівнів, що враховуються з ЛТР заселеностями в рівнянні збереження повного числа часток. Детально розглядалися 46 зв'язано-зв'язаних переходів. Ще 34 перехода враховувалися з сталими радіативними швидкостями, тому що усі вони відносяться до далекої інфрачервоної області, мають незначні інтенсивності ліній і не роблять істотного впливу на розподіл заселеностей.

Для всіх моделей атомів проведений порівняльний аналіз результатів розрахунків з даними інших авторів і порівняння обчислюваного синтетичного спектра нейтральних атомів з високоякісними спостереженнями спектра Сонця, а для іонів - зі спостереженнями B-зірки ? Peg. Перевизначено вміст елементів C, O і Na в атмосфері Сонця й уточнені константи розширення Ван дер Ваальса для деяких ліній натрію і кисню. Приведено характерні НеЛТР поправки для деяких ліній, активно використовуваних для визначення хімічного складу зірок.

Третій розділ присвячений НеЛТР розрахункам у B-зірок головної послідовності для вуглецю, азоту і кисню - елементів, чий вміст тісно пов'язаний з еволюційними змінами в хімічному складі, нуклеосінтезом і динамічними процесами у середині зірок. Нами було проведено дослідження 11 ранніх B-зірок головної послідовності поблизу Сонця з метою одержання найбільш точного вмісту CNO елементів в їх атмосферах для порівняння з надлишком цих елементів в атмосферах інших зірок. Використовувалися моделі іонів вуглецю, азоту і кисню, описані в Главі 2.

Спостереження були виконані за допомогою спектрографа AURELIE на 1.52 метровому телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу (Haute Provence Observatoire), Франція, Андрієвським С.М. у січні 1999 року.

Описано процедуру визначення параметрів атмосфер і порівняння їх з даними інших авторів. Розглянуто вплив помилок у виборі цих параметрів на визначення вмісту CNO елементів. Зроблено висновок, що помилки в параметрах атмосфери внесуть у визначення вмісту CNO елементів невизначеність навряд чи більшу, ніж 0.10 dex.

Після визначення вмісту елементів знайдено, що всі розглянуті зірки мають явний дефіцит вуглецю і кисню. При цьому азот показує як недолік, так і надлишок у порівнянні із сонячним вмістом.

Аналіз результатів приводить до висновку, що програмні зірки мають різні початкові вмісти вуглецю і азоту і три з них, можливо, показують наявність на поверхні ознак матеріалу переробленого в CNO циклі.

В четвертому розділі ми обговорюємо порівняння хімічного складу B зірок і їх нащадків - цефеїд і жовтих надгігантів на прикладі зоряного скупчення M25, використовуючи те, що ці зірки були породжені з того самого міжзоряного матеріалу.

Спостереження були проведені Лак Р.Е., у кооперації з яким проводилися ці дослідження. Спектри 5 B-зірок були отримані за допомогою CTIO 4-метрового телескопа і ешеле спектрографа. Багатофазні спостереження U Sgr і 2 сталих холодних гігантів, були отримані в Обсерваторії Мак Дональд із використанням 2.1-м рефлектора Струве і Сандифордівського ешеле спектрографа.

Були визначені параметри атмосфер досліджуваних зірок. Для моделювання синтетичного спектра B-зірок використовувалася програма SYNSPEC, у яку передавалися розраховані по програмі MULTI і нашим моделям атомів b-фактори рівнів цікавлячих нас елементів. Це дозволило нам порівнювати профілі ліній, змазаних сильним обертанням - зокрема інфрачервоний триплет кисню і ліній, що попадають в область крила H? - лінії C II 6578 Е і 6582 Е. Програма MULTI також застосовувалася для визначення вмісту вуглецю, кисню і натрію в зірках-надгігантах нашої вибірки і цефеїди.

Дві B-зірки з малими проекціями швидкостей обертання показують низький вміст вуглецю, але нормальний вміст кисню. Усі зірки з високим обертанням мають дефіцит кисню.

У цефеїди, як це і повинно очікуватися для зірки, що випробувала перше перемішування, атмосферний вміст вуглецю зменшено, а натрію трохи збільшено.

Порівнявши вміст C, O і Fe досліджених зірок, ми знайшли, що існує сильна розбіжність, принаймні, у вмісті вуглецю. Важко зрозуміти більш низьке значення вуглецю в B зірках, чим у їхніх нащадках - надгігантах.

Найбільш ймовірна причина, що приводить до видимих аномалій достатку в B-зірках - радіаційна дифузія, супроводжувана гравітаційним регулюванням. Ми думаємо, що хімічні аномалії, виявлені в B зірках ймовірно мають місце тільки на іх поверхні.

В п'ятому розділі розглянуто питання про вміст натрію в 12 пекулярних зірках (c посиленими індексами CN і SMR) диска Галактики. Дослідження виконувалося в співавторстві з Мішеніной Т.В. Спостережний матеріал був отриманий на 6 -метровому і 1-метровому телескопах САО РАН. Проведено уточнення параметрів атмосфер досліджуваних зірок.

Отримано надлишковий вміст натрію, що не може бути усунуто обліком НеЛТР ефектів. Такий надлишок натрію, що спостерігається, не пояснюється сучасними поглядами 13

на механізми протікання ядерних реакцій у надрах зірок помірних мас і вимагає розробки більш досконалих методів. Одним з них може бути наявність водневих спалахів у гелієвому ядрі, температури яких сприяють протіканню ядерних реакцій Ne-Na циклу.

Шоста глава присвячена питанню визначення вмісту кисню у зірок гало, що представляють старе населення Галактики. Нашою метою було визначення вмісту кисню в атмосферах 14 зірок з дефіцитом металів по інфрачервоному триплету 7771-7774 Е з обліком НеЛТР корекцій на основі спектрів з високою роздільною здатністю і ретельним підбором основних зоряних параметрів. Використовувалася модель атома кисню, описана в Главі 2. Спектри були отримані на 6-метровому телескопі САО РАН. Були уточнені атмосферні параметри і вміст заліза наших програмних зірок.

Тільки для трьох зірок можна було вимірити еквівалентні ширини лінії [OI] 6300 Е і визначити по них вміст кисню. В інших зірок ця лінія блендирована атмосферним киснем. Для згаданих зірок вміст кисню, отриманий по лініях триплету і забороненої лінії не показує істотної відмінності.

Середнє значення [O/Fe] для всіх досліджених зірок дорівнює 0.61±0.21 і, якщо виділити зірки з металевістю -3 < [Fe/H] < -1, то для них [O/Fe]= 0.71±0.19.

Нами був переобчислений вміст заліза і кисню для 24 зірок з роботи Кавалло та ін. (1997) з тими ж атомними параметрами спектральних ліній, що і для наших програмних зірок.

Визначені нами вмісту кисню не показують залежності від таких атмосферних параметрів, як ефективна температура і гравітація. При цьому існує явний тренд достатку кисню, що збільшується зі зменшенням заліза. Лінійну залежність між [O/Fe] і [Fe/H] можна виразити як:

Кут нахилу прямої узгоджується з результатами досліджень інших авторів.

Основні результати та висновки

Основною задачею дисертаційної роботи був підбір моделей атомів і іонів, необхідних для моделювання спектральних ліній у зоряних атмосферах без припущення про локальну термодинамічну рівновагу і застосування цих моделей для визначення вмісту елементів C, N, O і Na в атмосферах зірок різного віку і різних спектральних класів. Нами отримані наступні результати:

1. Створено моделі атомів: C I, C II, N II, O I, O II, Na I для обчислень за допомогою програмного комплексу MULTI заселеностей атомарних рівнів при відсутності ЛТР. Проведено порівняльний аналіз результатів розрахунків з даними інших авторів і порівняння обчислюваного синтетичного спектра нейтральних атомів з високоякісними спостереженнями спектра Сонця, а для іонів - з спостереженнями B-зірки ? Peg. Перевизначено вміст елементів C, O і Na в атмосфері Сонця й уточнені константи розширення Ван дер Ваальса для деяких ліній натрію і кисню.

2. Для 11 B-зірок з малими проекціями швидкостей обертання визначені параметри атмосфер і отримані оцінки вмісту CNO елементів з обліком НеЛТР ефектів. Для трьох зірок виявлені ознаки виносу продуктів CNO циклу на поверхню. У всіх розглянутих зірок виявлено дефіцит вуглецю і кисню, що очевидно є характерною рисою B-зірок головної послідовності.

Вміст азоту при цьому показує як надлишок, так і дефіцит у порівнянні із сонячним.

3. Для порівняння хімічного складу B зірок та їх нащадків, для особливого випадку, коли вони були породжені з того самого міжзоряного матеріалу, розглянуто зірки з розсіяного скупчення M25. Досліджено п'ять B-зірок, два сталих надгіганти і одна цефеїда. Проведено порівняльний аналіз хімічного складу цих зірок, що утворилися з єдиного газо-пилового комплексу і знаходяться в даний час на різних еволюційних етапах. Вміст кисню у B-зірок з малими значеннями v sin(i) подібний з його вмістом у цефеїди та сталих надгігантів, але зірки, що мають високі швидкості обертання, показали сильний дефіцит кисню. Для B-зірок отримано більш низький вміст вуглецю, чим у холодних зірок. Залишається неясним, чому B-зірки мають більш низький вміст вуглецю, чим у їхніх нащадках - надгігантах. Найбільш ймовірна причина, що приводить до видимих аномалій достатку в B-зірках - радіативна дифузія атомів, супроводжувана гравітаційним регулюванням.

4. У 12 пекулярних зірок диска (c посиленими індексами CN і з підвищеним вмістом металів) уточнені параметри атмосфер і проведено НеЛТР аналіз вмісту Na. Отримано надлишковий вміст натрію, що не може бути усунуто обліком НеЛТР ефектів. Такий надлишок натрію, що спостерігається, не пояснюється сучасними поглядами на механізми протікання ядерних реакцій у надрах зірок помірних мас і вимагає розробки більш досконалих методів. Одним з них може бути наявність водневих спалахів у гелієвому ядрі, температури яких сприяють протіканню ядерних реакцій Ne-Na циклу.

5. Для 14 зірок - карликів гало визначено параметри атмосфер і отримано вміст кисню по лініях [OI] 6300 A і ІЧ-триплету кисню (7771-7774 A) при обліку НеЛТР ефектів. Перелічено вмісти заліза і кисню для 24 зірок з роботи Кавалло та ін. з тими ж атомними параметрами спектральних ліній, що і для наших програмних зірок. Підтверджено наявність залежності вмісту кисню від металевості для зірок гало і визначені параметри залежності [O/Fe] від металевості зірки. Отримані результати непогано погоджуються з даними попередніх робіт, але суперечать класичній теорії галактичної еволюції, що передбачає збагачення міжзоряного середовища киснем на величину [O/Fe] ~ 0.3 dex на ранніх стадіях розвитку Галактики.

У результаті наших досліджень ми одержали потужний інструмент для вивчення вмісту CNO елементів і Na в атмосферах зірок у широкому діапазоні ефективних температур з урахуванням ефектів відхилення від ЛТР.

Основні результати дисертації опубліковані в таких роботах

1. Коротин С.А., Комаров Н.С. Влияние НеЛТР эффектов на содержание натрия в атмосферах K-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 ? 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 ? 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 O II // Odessa Astronomical Publications -1999 -v.12 -p.191-194

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

Анотація

Korotin 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 B 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

Коротін С.А. Використання методу НеЛТР аналізу для дослідження вмісту легких елементів у зоряних атмосферах. - Рукопис. Дисертація на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наук за спеціальністю 01.03.02 - астрофізика, радіоастрономія, Одеський державний університет імені И.И.Мечникова, Одеса, 2000.

Дисертація містить результати 8 наукових робот, у яких досліджується визначення вмісту елементів C, N, O і Na без припущення про ЛТР в атмосферах зірок різного віку і спектрального класу. Досліджено вплив НеЛТР ефектів на лінії атомів і іонів цих елементів у спектрах B-зірок головної послідовності, цефеїд, холодних карликів і гігантів. Показано, що облік відхилень від ЛТР, при визначенні вмісту цих елементів, має принципове значення для поліпшення сучасних знань про хімічний склад зоряних атмосфер.

Ключові слова: зоряні атмосфери, зміст хімічних елементів

Коротин С.А. Применение метода НеЛТР анализа для исследования содержания легких элементов в звездных атмо-сферах. - 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 C, N, O и Na в атмосферах звезд разных возрастов и спектральных классов. Были получены следующие результаты:

1. Созданы модели атомов: C I, C II, N II, O I, O 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 B-звезды ? Peg. Переопределены содержания элементов C, O и Na в атмосфере Солнца и уточнены константы уширения Ван дер Ваальса для некоторых линий натрия и кислорода.

2. Для 11 B-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 C и O, что видимо является характерной особенностью B-звезд главной последовательности. Содержание N при этом пока-зывает как избыток, так и дефицит по сравнению с солнечным.

3. Для сравнения химического состава B звезд и их потомков, для особого случая, когда они были рождены из одного и того же межзвездного материала, рассмотрены звезды из рассеянного скопления M25. Исследовано пять B-звезд, два непеременных сверхгиганта и одна цефеида. Содержание O у B-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 O. Для B-звезд получено более низкое содержание C, чем у холодных звезд. Остается неясным, почему B-звезды имеют более низкое содержание углерода, чем в их потомках - сверхгигантах.

4. У 12 пекулярных звезд диска (c усиленными индексами CN и с повышенным содержанием металлов) уточнены параметры атмосфер и проведен НеЛТР 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 [OI] 6300 Е и ИК-триплету кислорода (7771-7774 Е) 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

Размещено на Allbest.ru