Хімічний склад F-, G-, K- зір як спостережний прояв еволюції зір та Галактики

Можливо, у гігантів кулястих скупчень з чималим дефіцитом металів ми спостерігаємо прояв більш глибокого перемішування, ніж у випадку гігантів більш металевих кулястих скупчень. Тобто, еволюційний шлях різний у кулястих скупчень, що різняться металевістю, а також різний для зір скупчень і зір гало, і не може бути адекватно описаний єдиною схемою хімічної еволюції. Вміст Mg у досліджуваних зір є зниженим відносно [Mg/Fe] у зір гало, трохи підвищений у зорі М12 118. У зір гало магній знаходиться в надлишку (близько 0.3dex), як і інші б-елементи. Отримані нами значення вмісту б-елементів (кремнію, кальцію) відносно заліза в середньому на 0.2-0.3 перевищують сонячні відношення і також знаходяться у згоді з раніше отриманими результатами для зір досліджуваних нами скупчень (М13, М10, М71), а також, для зір гало в цілому. Вміст міді знижений, а цинку - відповідає сонячному відношенню [Zn/Fe]. Це добре узгоджується з поводженням міді та цинку в зорях гало і зорях кулястих скупчень. Елементи, що утворюються в процесах нейтронного захвату, є індикаторами проходження s-процесу і наявності перемішування на просунутих стадіях еволюції зір. У цілому, всі досліджувані зорі показують близький до сонячного відносний вміст ітрію, барію, лантану і церію, хоча одна з них класифікується як зоря асимптотичної гілки гігантів (М71 N9), а зоря М12 118 за показником кольору і по положенню на діаграмі колір-світність може бути віднесена також до зір AГГ. Як відомо, європій є практично чистим елементом r-процесу, що асоціюється з вибуховим нуклеосинтезом SN II. Вміст Eu вдалося визначити тільки для зорі М13 II-90. Отримані нами надлишки [Eu/Fe] і [Eu/Ba] добре узгоджуються з результатами для зір гало і відповідають загальній картині стандартної теорії хімічної еволюції, у якій надлишки вмісту б-елементів відносно заліза також інтерпретуються в рамках вибухового нуклеосинтезу масивних Наднових II типу. Однак, кулясті скупчення показують помітний розкид значень [Eu/Ba], що може також свідчити про змінний внесок масивних зір у виробництво різних елементів, що виявляється в індивідуальному для різних скупчень вмісті елементів, які утворюються в процесах нейтронного захвату. Таким чином, поширеність літію, б-елементів, елементів залізного піка, міді, цинку й елементів, які утворюються в процесах нейтронного захвату, у досліджуваних зорях даних кулястих скупчень відповідає поширеності цих елементів у зорях гало відповідної металевості. Отриманий вміст легких елементів (O, Na, Mg, Al) для гігантів скупчення М13 і М10 (Na, Mg) з одного боку, і скупчення М71, з іншого, свідчить або про різну ефективність механізмів перемішування як у зорях скупчень різної металевості, так і у зорях гало на всіх металевостях, або про різні схеми збагачення легкими елементами дозоряної речовини в деяких кулястих скупченнях і в гало. Не виключається також можливість спільної дії згаданих механізмів.

Глава п'ята розглядає вміст елементів в атмосферах зір як інструмент тестування хімічної еволюції галактики. Одним з найважливіших питань сучасної астрофізики є відтворення картини збагачення нашої галактики різними елементами і, на завершення, побудови адекватної моделі її хімічної і динамічної еволюції. Хімічне збагачення показує завжди ріст з часом, оскільки процеси, що зменшують масу важких елементів, є незначними у порівнянні з процесами, які забезпечують синтез елементів у зорях. Збагачення і просторовий розподіл хімічних елементів залежать від різних галактичних і зоряних процесів, зокрема, від історії зореутворення, часового відрізку між формуванням зорі і збагаченням міжзоряного середовища, залежності нуклеосинтезу від металевості, надходження (відтоку) галактичного і міжгалактичного газу, процесів перемішування в міжзоряному середовищі та ін. Крім цього, кожний конкретний елемент виробляється в різних процесах і на різних часових шкалах, тобто, має свою власну історію походження і подальшої еволюції. Дослідження збагачення МЗС елементами Li, C, Na, Al, Mg, Si, Ca, Ni, Cu, Zn, елементів, які утворені в процесах нейтронного захвату, виконано за спектральним матеріалом для близько 400 зір, що був отриманий на спектрографі elodie 1.93-м телескопу ОВП. В розділі 5.1 на базі порівняння залежності вмісту елементів від [Fe/H] і розрахунків теорій хімічної еволюції галактики виділені можливі джерела збагачення елементами МЗС (Li, C, O, Na, Al та елементи, що утворюються в процесах нейтронного захвату). знайдено, що головні джерела збагачення літієм зір гало є вихід Li у результаті великого вибуху, реакції сколювання і н-процесу в масивних наднових. на стадії диску з'являються додаткові джерела утворення літію, це - нові зорі та зорі АГГ. Занадто велика кількість джерел збагачення мзс вуглецем призводить до спостережуваного розкиду його вмісту та неможливості виділити переважні джерела його постачання. Залежність [Na/Fe] від [Fe/H], що спостерігається, задовільно описується теоретичними розрахунками, які враховують залежний від металевості вихід натрію і ряд факторів (надходження газу, процеси перемішування в міжзоряному середовищі, викид енергії надновими та ін.) При побудові теорії хімічної еволюції. Таким чином, можна зробити висновок, що основним джерелом виробництва натрію є процеси нейтронного і (або) протонного захвату, що мають місце в SN II. Судячи з наших даних (тим паче, з урахуванням нелтр виправлень), в області сонячної металевості повинні існувати додаткові джерела виробництва алюмінію. З одного боку, це можуть бути зорі малих і помірних мас, що виробляють Al в MgAl циклі, а з другого, наявність лінії г-випромінювання, що утворена внаслідок розпаду ²⁶Al в ²⁶Mg, підтримує можливість утворення алюмінію в даний час. розуміння відносного внеску різних складових s-процесу і r-процесу в збагачення галактики елементами, що утворюються в процесах нейтронного захвату, є визначальним для побудови моделей хімічної еволюції. відомо, що максимальний внесок у сонячний вміст Eu (близько 90%) вносить r-процес. тоді відношення вмісту Sr, Y, Ba, La, Ce, Nd до вмісту Eu на різних металевостях дасть нам можливість приблизно оцінити внесок того чи іншого процесу в збагачення МЗС цими елементами. наше дослідження показало, що поведінка [Nd/Eu] вказує на значний внесок r-процесу в збагачення Nd на всіх металевостях. Для барію лише декілька зір в області металевості [Fe/H] = -2 демонструють шкалований внесок r-процесу в сонячний вміст Ba. Тобто, основний внесок у вміст барію при [Fe/H] < -2 забезпечується r-процесом, а починаючи з [Fe/H] > -2 стає помітним внесок s-процесу. порівняння спостережуваних даних і результатів розрахунків теорій галактичної еволюції показало, що при низьких металевостях внесок в збагачення барієм відбувається за рахунок наднових 8-10 М. Розкид вмістів цих елементів при низьких металевостях свідчить про неоднорідність галактики на ранніх стадіях її розвитку. Розглянуто можливість походження зір галактики з дефіцитом металів з кулястих скупчень, на прикладі двох залежностей збагачення елементами s-процесу відносно елементів б-процесу. Подвійність залежності може свідчити, що частина малометалевих зір була сформована в кулястих скупченнях, що розпалися, а інша - в кулястих скупченнях, які мали самозбагачення від зір АГГ, і потім були видалені із скупчення "випаровуванням". Показано, що для зір з металевістю [Fe/H] ~ -1 така можливість є. Вона, однак, може свідчити також про різні шляхи збагачення двох галактичних підструктур - гало та товстого диска, які мають перекриття в області наведеної металевості. В розділі 5.2 проведено аналіз поведінки міді та цинку і побудована модель їх галактичної еволюції. Ці два елементи займають проміжне положення між елементами залізного піку й елементами, що утворюються в процесах нейтронного захвату. Дотепер розглядався внесок у вміст цих елементів від досить різних джерел - нейтронний захват в масивних зорях, s-процес у зорях малих і помірних мас, вибуховий нуклеосинтез у наднових різних типів. В результаті аналізу наших спостережних даних, порівняння з іншими елементами й ізотопами відомого походження, приймаючи досить просту схему хімічного збагачення галактичного гало, було знайдено: первинний внесок у збагачення cu від масивних зір дає ~ 7.5 % його вмісту, у той час як близько 25 % надходить від вторинних процесів, що мають місце в тих же самих зорях (повільний нейтронний захват, тобто слабкий s-процес); ще 5 % надходять від головного s-компонента процесу, що постачають довгоживучі зорі АГГ. Ми вважаємо також, що частина Cu (формально 62.5 %) надходить від менш вивчених процесів, таких як вибуховий нуклеосинтез у наднових типу Ia. Вони змінили б вміст Cu в Галактиці трохи пізніше через більшу тривалість їх життя, і у такий спосіб здійснений внесок міг би зробити функціональне відношення між [Cu/Fe] і [Fe/H] досить складним, як і показують спостережувальні дані. вміст елементу Zn не показує помітної залежності від металевості, т. ч., джерела його постачання подібні до джерел постачання Fe. Аналогічно розмірковуючи, як і у випадку Cu, приписуємо 3 % синтезу цинку головному компоненту s-процесу в зорях АГГ, близько 30 % повинно надійти також від первинного нуклеосинтезу в масивних зорях та від наднових типу Ia (близько 67 %, подібно, як і для Fe). Внесок від виходу r-процесу в масивних зорях не може бути значним, але залишається можливим. базуючись на цих оцінках, було розглянуто збагачення Cu і Zn у галактиці. для цього була використана і виправлена для міді і цинку модель Ферріні. такий підхід досить вдало описав еволюцію цих елементів, однак, він є занадто схематичний для інтерпретації деяких деталей нашої бази даних, включаючи розкид при дуже низьких металевостях. цей розкид може бути наслідком погано змішаних різних внесків від масивних зір у негомогенній ранній стадії галактики (можливо також ускладнений подвійністю чи розмаїттям r-процесу). однак, ми переконалися, що простий поділ виходів для Cu і Zn від первинних і вторинних механізмів у довгоживучих і короткоживучих попередників є можливим, і дає попередні рекомендації для майбутніх моделей нуклеосинтезу. Підсумовуючи, можна сказати, що загальний внесок від масивних зір може бути встановлений, виходячи з нашої бази даних безпосередньо, незважаючи на відсутність надійних розрахунків нуклеосинтезу. Він може бути обумовлений вибуховим горінням Si або відносно швидким нейтронним захватом, так званим n-процесом. через складність r-процесу, ми не можемо визначити його внесок точно, але можемо лише припустити, що розкид на низьких металевостях може бути посилений ефектами різних домішок від, принаймні, двох внесків, які розрізняють r-процеси та інші вибухові явища у наднових. у розділі 5.3 розглянуто розповсюдженість б-елементів та нікелю в зорях тонкого і товстого дисків Галактики. якщо б-елементи показують надлишок по відношенню до заліза у зорях гало, виникає питання, чи відрізняється їх розповсюдженість в зорях інших підструктур галактики, зокрема, тонкого і товстого дисків? Існування такого розходження, з одного боку, дозволило б мати додатковий критерій у поділі зір товстого і тонкого дисків, особливо, в області металевості -0.4 > [Fe/H] > -0.7, яка є спільною для цих двох підструктур галактики. з іншого боку, це накладає обмеження на вибір того чи іншого сценарію галактичної еволюції (повільний або швидкий колапс, утворення товстого диска внаслідок злиття ? злипання окремих фрагментів або захвату речовини супутників та ін.). однак, отримані дотепер результати по вмісту Mg є суперечливими. це пов'язано, у першу чергу, з тим, що немає надійних визначень належності зір до тонкого і товстого дисків. використовуючи кінематичні критерії, досліджені нами 174 F, G, K карлики диска були розділені по своїй належності до товстого та тонкого дисків. Ці розрахунки було виконано, спираючись на чітку класифікацію зоряних населень за допомогою обчислення імовірності приналежності кожної зорі розглянутої вибірки товстому чи тонкому диску відповідно до їхніх компонент просторової швидкості (U, V, W), оцінюючи спочатку центри ваги селекції кожної вибірки. використовуючи цей підхід, ми дослідили поводження Mg, Si і Ni у товстому і тонкому дисках Галактики. однак, у нашій вибірці зір опинилися зорі з кінематикою товстого диска та металевістю тонкого. Щоб переконатися, чи є вони реальними зорями товстого диска, які повинні мати більші відстані від галактичної площини, ніж зорі тонкого диска, ми обчислили орбітальні параметри зір на основі рівнянь руху в моделі розподілу маси у галактиці на вік 8 Gyr. Серед 8 зір з імовірністю приналежності до товстого диска > 80 % і [Fe/H] > -0.30 опинилося 3 карлики спектрального класу К ? HD 30562, HD 139323, HD 139341 із дуже схожими просторовими швидкостями і металевостями. HD 30562 була ідентифікована як зоря HR 1614 групи, що рухається. можливо, що ми знайшли 2 нових кандидати цієї групи, чий вік, як оцінюють, є 2 Gyr. Походження цієї групи, однак, невідомо. Ще три зорі HD 10145, HD135204, HD152391 мають |U | > 80 км/с, і можна припустити, що вони були викинуті з внутрішнього диску галактичним баром. Що стосується останніх двох зір, питання лишається відкритим, але з точки зору відстані від галактичної площини, вони не належать до товстого диска. Вилучивши із списку товстого диска 8 зір, які мають високу металевість і плоский розподіл, знайдено, що величина вмісту Магнію [Mg/Fe] зменшується від +0.40 при [Fe/H] = -1.00 до +0.20 при [Fe/H] = -0.30. Вміст Si поводиться подібним же чином, величина вмісту кремнію зменшується від +0.35 до +0.17. Ці результати можна інтерпретувати як свідчення хімічного збагачення надновими SNIa МЗС на більш пізніх часах розвитку галактики. наші спостереження показують, що розподіл [б/Fe] у тонкому диску має досить малу дисперсію, особливо для Si, при [Fe/H] > -0.30. Для цих металевостей отримано такі середні величини і дисперсії: [Mg/Fe] = +0.05 ± 0.07, [Si/Fe] = +0.07 ±0.03. Такий малий розкид свідчить, що ці зорі сформувалися з однорідної речовини. При більш низьких металевостях величина збагачення магнієм вища. Однак, при даних металевостях зорі тонкого диска показують більш низький вміст Mg, ніж зорі товстого диска, тобто існує роздільний хід у збагаченні товстого і тонкого дисків. Наші дані говорять, що формування зір у товстому диску зупинилося, коли газ мав склад [Fe/H] = - 0.3, [Mg/Fe] = +0.20, [Si/Fe] = +0.17. Розподіл Z_max проти [Fe/H] не показує чіткого вертикального градієнта для зір товстого диску, однак, градієнт може існувати для б-елементів. існування вертикального градієнта припускає істотну часову шкалу для формування товстого диска. цей результат підтримує також наявність плавного ходу зменшення значень [б/Fe] з підвищенням металевості і зростанням внеску від SNIa у збагачення МЗС залізом.

У розділі 5.4 розглянуто вміст Mg, Ca, Ni в атмосферах гігантів диска спектральних класів G, K і проведено порівняльний аналіз з поширеністю і середніми значеннями вмістів цих елементів, що отримані для карликів диску. Проаналізовано кінематичні параметри, параметри атмосфер і вміст б-елементів і Ni в атмосферах 171 гіганта диска, які мають металевість у межах -1< [Fe/H] < 0.3, що відповідає металевості диска: [Fe/H] - -0.03 ± 0.14 / -0.04 ±0.13; [Mg/Fe] - 0.05 ±0.07 / 0.01 ±0.09; [Si/Fe] - 0.07 ±0.03 / 0.11 ±0.05; [Ca/Fe] - / 0.03 ±0.06; [Ni/Fe] - 0.02 ±0.05 / 0.00 ±0.06 (карлики / гіганти - відповідно). Гіганти мають подібну до карликів залежність вмістів елементів від [Fe/H] на металевостях диска, а також вони мають близькі середні значення вмістів і їхніх дисперсій при [Fe/H] > -0.3.

Висновки

Дисертаційна робота є підсумком дослідження фізичних, просторових та хімічних характеристик зір, що належать різним галактичним населенням. Основні результати дисертації:

Спектральний матеріал отриманий на ешеле-спектрографах 1-м і 6-м телескопів САО РАН (роздільна здатність 36000 і 25000 відповідно), а також на спектрографі ELODIE (роздільна здатність 42000) Обсерваторії Верхнього Провансу (Франція). Спектральні спостереження на ешеле-спектрографах 1-м і 6-м телескопів САО РАН отримані на замовлення і за особистою участю автора. Для даного дослідження спектральний матеріал для зір з дефіцитом металів, а також частина матеріалу для карликів і гігантів диска були узяті з бібліотеки спектрів ELODIE, для іншої частини (близько 100 зір) спектри були отримані на спектрографі ELODIE за спільним замовленням з французькою стороною.

Визначено основні параметри (Т_еф, lg g, V_t, [Fe/H]) і хімічний склад близько 450 зір спектральних класів F, G, K, M: 14 пекулярних гігантів диску, 2 об'єктів з ІЧ-надлишком (post-AGB), 15 карликів гало і 8 гігантів чотирьох кулястих скупчень М10, М12, М13 і М71, 9 субгігантів диска, 90 зір з дефіцитом металів, 1 подвійного субкарлика, 174 карликів і ранніх субгігантів диска, а також 190 гігантів диска.

Виявлено, що зорі диску з посиленими індексами CN-strong показують невеликі надлишки металевості; близький до середніх значень для гігантів диска вміст елементів групи CNO; підвищене відносно сонячного відношення C/O і відсутність надлишкового збагачення елементами r-, s-процесів. Отримані величини відношення C/O можуть свідчити на підтримку положень: а) що CN-strong зорі можуть бути маргінальними R зорями, але б) також можуть відбивати особливості хімічного складу дозоряної речовини, в) і (або) говорити про наявність відхилень від стандартної теорії еволюції. Для 11 CN-strong гігантів диска зберігається надлишковий вміст натрію, але при цьому не знайдено помітної залежності надлишку натрію від прискорення сили тяжіння (коефіцієнт кореляції = -0.33). Можливою причиною наявності аномалій вмісту натрію залишається як надходження у зовнішні шари зір-гігантів натрію, синтезованого в реакціях NeNa циклу, так і хімічний склад дозоряної речовини.

Визначено параметри атмосфер, маси і вміст 29 елементів в атмосферах 8 субгігантів (серед них ? 4 кандидати в SMR зорі). Зміна вмісту літію і вуглецю в досліджуваних зорях спостерігається при просуванні зорі уздовж гілки субгігантів. Поширеність інших елементів в атмосферах SMR зір у цілому узгоджується з поширеністю елементів у зорях тонкого диска і помітно відрізняється від вмістів елементів у зорях товстого диска. SMR зорі, ймовірно, є зорями тонкого диска, і значення їхньої металевості можуть розглядатися як верхня межа металевості диска. Картина збагачення міжзоряного середовища при металевостях [Fe/H] > 0 відрізняється від збагачення її при [Fe/H] ~0. Відносно сонячного складу вона характеризується дефіцитом кисню, надлишком натрію, збільшенням вмісту нікелю і зниженим вмістом елементів, що утворюються в процесах нейтронного захвату.

На прикладі дослідження 19 гігантів диска проведено аналіз виносу речовини в їхні атмосфери у результаті першого перемішування. Для досліджуваних зір визначені параметри атмосфер (T_еф, lg g, [Fe/H], V_t), маси і вміст 21 елемента. Проведено оцінку точності трьох методів визначення lg g ? за умовою іонізаційної рівноваги для атомів заліза, з використанням паралаксів (і мас) і підгонки крил лінії кальцію Ca I 616.217 нм. Вміст вуглецю, азоту і кисню визначено по розрахунках молекулярного синтетичного спектру, магнію і натрію ? у припущенні нелтр і європію ? з детальним урахуванням надтонкої структури. Знайдено середні значення вмістів елементів групи CNO ? дефіцит вуглецю, надлишок азоту і "нормальний" вміст кисню, що свідчить про проходження реакцій CNO циклу горіння водню і наступне винесення переробленої речовини на поверхню. Виявлено невеликий надлишок натрію і залежність його вмісту від lg g. Подібна залежність виявлена і у випадку азоту. Залежність вмісту Na від lg g може свідчити на користь проходження реакцій горіння водню також у NeNa циклі, де вихід Nа залежить від маси і світності. Визначено хімічний склад атмосфер і променеві швидкості двох зір високої світності з великими інфрачервоними надлишками, вірогідними кандидатами в зорі, які знаходяться на фазі ПАГГ, що еволюціонують до стадії планетарної туманності. Знижений вміст металів, який виявлено для обох об'єктів; дефіцит вуглецю і надлишок натрію свідчать на користь об'єктів, що знаходяться на стадіях, що просунулись в еволюції.

Для 38 зір-карликів гало проведено визначення вмісту кисню в ЛТР і не-лтр наближеннях по лініях кисню [OI] 6300 Е і ІЧ-триплету (7770 Е). Середнє значення [O/Fe] дорівнює 0.61 ±0.21. Для зір у інтервалі металевостей -3< [Fe/H] <-1 середнє значення дорівнює 0.71 ± 0.19. Підтверджена наявність залежності вмісту кисню від металевості для зір гало й отримана емпірична залежність [O/Fe] = 0.37[Fe/H] + 0.047.

Досліджено 8 зір 4-х кулястих скупчень (М10, М12, М13, М 71). Поширеність літію, б-елементів, елементів залізного піку, міді, цинку й елементів, що утворюються в процесах нейтронного захвату, у досліджуваних зорях даних кулястих скупчень відповідає поширеності цих елементів у зорях гало відповідної металевості. Отримані нами вмісти легких елементів (O, Na, Mg, Al) для гігантів скупчення М13 і М10 (Na, Mg) з одного боку, і скупчення М71, з іншого, свідчать або про різну ефективність механізмів перемішування як у зорях скупчень різної металевості, так і в зорях гало при всіх металевостях, або про різні схеми збагачення легкими елементами дозоряної речовини в деяких кулястих скупченнях і в гало. Не виключається також можливість спільної дії згаданих механізмів.

Для 90 зір з дефіцитом металів визначено вміст Mg, Si, Ca, Sr, Y, Ba, La, Ce, Nd, Eu. Нами підтверджено, що основний внесок у збагачення МЗС елементами б-процесу при низьких металевостях вносять масивні наднові. Аналітичні і числові моделі досить добре описують залежність вмісту цих елементів від металевості. Аналіз вмісту елементів нейтронного захвату показує різку зміну вмісту барію при [Fe/H] = -2.5, що добре узгоджується з аналітичними моделями; числові передбачають таку зміну при [Fe/H] = -3. Ріст вмісту барію при [Fe/H] = -2.5 вказує на вік, у якому Галактика стає однорідною; числові моделі мають потребу в подальшому уточненні деяких параметрів для більш адекватного опису спостережних даних. Розкид у вмістах елементів Sr, Ba, Y, Ce при [Fe/H] < -2 не є наслідком помилок і може свідчити про ранній період існування Галактики, коли вона складалася з окремих фрагментів, що еволюціонують незалежно. Опис такого процесу вимагає розвитку стохастичних моделей раннього збагачення. Більший, у порівнянні з елементами б-процесу, розкид у вмісті n-елементів на металевостях [Fe/H] > -2 говорить про можливості різного походження зір (наприклад, з кулястих скупчень з різною власною еволюцією), або про різні шляхи збагачення n-елементами зір гало і товстого диска. З такими металевостями ми спостерігаємо і зорі гало, і зорі товстого диска. У цілому, збагачення міжзоряного середовища елементами n-процесу, ймовірніше всього, у ранні часи здійснювалося продуктами Наднових помірних мас, а в більш пізні часи однорідної галактики - вітром від зір АГГ різних мас.

Виконано аналіз вмісту легких елементів Li, C, O, Na, Al у 100 зорях з різною металевістю. Вмісти легких елементів змінюються у процесі власної еволюції зорі, і визначення їх в атмосферах субгігантів і гігантів може служити ключем до розуміння транспортних механізмів, процесів перемішування в атмосферах або більш глибоких шарах зір при переході зорі з Головної Послідовності в область гігантів. З іншого боку, вміст цих самих елементів у зорях ГП дозволяє визначити істинний шлях хімічної еволюції Галактики. У досліджуваних нами зорях отримані вмісти Li, C, O, Na, Al. Вміст Li обчислений методом синтетичного спектра. Зроблено оцінки впливу неЛТР ефектів на визначення вмісту натрію і кисню. Визначені також кінематичні й орбітальні параметри досліджуваних зір. Для зір літієвого плато ([Fe/H]< -1.7, T_еф > 5700 K) знайдено середнє значення вмісту літію 2.30±0.05. Наявність плато простежується аж до металевостей [Fe/H] < -0.3. Поводження вмісту літію в області літієвого плато не виключає наявності дифузії як одного з механізмів, що змінюють спостережний вміст літію. Залежність вмісту літію від ефективної температури для груп зір різної металевості говорить про зростання ефективності фізичних процесів, що змінюють вміст літію з ростом металевості. Наші результати не суперечать наявним уявленням про два епізоди перемішування, виявлених у зір низької металевості.

Визначено нелтр вміст натрію у 100 зір у діапазоні металевостей -3 < [Fe/H] < 0.3. Отримані вмісти натрію [Na/Fe] близькі до сонячного вмісту і показують менший розкид у порівнянні з попередніми роботами. Зорі-гіганти (lg g < 3.8) при [Fe/H] < -1 не мають надлишків натрію і не показують антикореляцію із вмістом кисню на відміну від зір кулястих скупчень. Вони також не показують зміну вмісту натрію в залежності від положення на гілці гігантів. Для зір-карликів (lg g > 3.8) не виявлено помітного падіння вмісту Na при металевостях -2 <[Fe/H]< -1. Залежність [Na/Fe] від [Fe/H], що спостерігається, задовільно описується результатами теоретичних розрахунків, які враховують залежний від металевості вихід натрію і ряд факторів, що змінюють розподіл елементів у Галактиці в ході еволюції.

Елементи мідь і цинк, що йдуть безпосередньо за елементами залізного піка, дотепер залишають невирішеним питання про джерела їхнього походження - чи є вони продуктами вибухового нуклеосинтезу масивних Наднових, чи - продуктами s-процесу, що проходить як у масивних Наднових, так і в зорях малих мас. А, можливо, теперішній вміст цих елементів - результат деяких сумарних процесів, що проходять (проявляються) в тій чи іншій мірі на різних галактичних часових шкалах. Для 90 зір з дефіцитом металів визначення вмісту міді виконано методом синтетичного спектру з урахуванням надтонкої структури рівнів атома Cu, вміст цинку визначався з використанням еквівалентних ширин ліній. На основі аналізу наших даних ми виділили основні джерела збагачення цими елементами МЗС і оцінили їхній відсотковий внесок. Потім, використовуючи отримані результати, ми провели розрахунок хімічної еволюції для Cu і Zn за моделлю хімічної еволюції Ферріні, спираючись на новий розподіл металевості і швидкість зореутворення, і приймаючи до уваги адаптацію моделі до збагачення важкими елементами. Як джерела збагачення Cu і Zn розглядалися первинний і вторинний внесок масивних зір, Наднових типу Ia і зір АГГ. Побудована модель досить добре описує спостережні дані, однак, в області низьких металевостей вона не відтворює помітний розкид вмістів розглянутих елементів. Це можливо частково віднести за рахунок спрощеної оцінки виходу міді і цинку при моделюванні вибухового нуклеосинтезу при відсутності критеріїв поділу (розпізнавання) процесів, що відповідають за виробництво цих елементів, а також це може свідчити про збагачення цими елементами на ранніх часах існування Галактики окремих фрагментів, що злилися згодом.

Досліджено поширеність б-елементів і Ni у зорях тонкого диска і товстого диска на прикладі 174 карликів спектральних класів F, G, K, що охоплюють інтервал металевості [-1.00; +0.30]. Для цієї мети був використаний однорідний спектральний матеріал високої спектральної роздільної здатності і відношення сигналу до шуму. Визначено вміст Si, Fe і Ni в наближенні ЛТР, та Mg, використовуючи неЛТР обчислення. Орбіти і просторові швидкості були знайдені і використовувалися, щоб оцінити ймовірність приналежності кожної зорі тонкому диску чи товстому диску. Знайдено, що границя між тонким і товстим диском знаходиться на металевості [Fe/H] = -0.30, виявлено зменшення вмістів [б/Fe] зі збільшенням [Fe/H] у товстому диску і невеликий розкид вмістів Mg і Si у тонкому диску. Виявлено кілька зір, що не можуть належати ні до тонкого диску через великий ексцентриситет їх орбіт, ні до товстого диску через їхню невелику відстань від галактичної площини. Ці зорі можуть належати галактичному населенню, яке надходить із внутрішнього диску через динамічний ефект, і це повинно бути прийняте до уваги при вивченні розподілів металевості зоряних населень у сонячній околиці. Серед цих зір виявлено два нові кандидати зоряної групи HR 1614, що рухається. Показано можливість наявності вертикального градієнта вмісту б-елементів. Існування вертикального градієнта припускало б значну часову шкалу формування товстого диска. Цей висновок не суперечить тому, що зниження збагачення б-елементами інтерпретується зростанням внеску від SNIа в збагачення МЗС залізом.

З метою порівняльного аналізу збагачення б-елементами і Ni диска Галактики виконано дослідження 171 гіганта диска. Для розглянутих гігантів визначені основні параметри атмосфер, вміст розширеного списку б-елементів ( Mg, Si, Ca) і Ni. Досліджені елементи мають подібну залежність від металевісті як для карликів, так і для гігантів. При металевостях [Fe/H] > -0.3 dex гіганти і карлики показують співпадаючі у межах помилок визначень середні значення та дисперсії металевості і відношень вмістів розглянутих елементів.

Публікації

1. Мишенина Т.В., Панчук В.Е. О дисперсии металличности К-гигантов диска Галактики // Известия САО АН СССР (Астрофизические исследования). - 1986. - Т. 22. - C. 13-16.

2. Комаров Н.С., Мишенина Т.В. Определение содержания молибдена и рутения в атмосферах К-гигантов // Астрофизика. - 1988. - Т. 26. - С. 682-684.

3. Клочкова В.Г., Mишенина Т.В., Панчук В.Е. О химической однородности диска Галактики // Письма в Астрон. Журн. - 1989. - Т. 15, № 4. - С. 315-323.

4. Гопка В.Ф., Комаров Н.С., Мишенина Т.В., Ющенко А.В. Анализ содержания тяжелых элементов в атмосферах звезд К-гигантов. Барий и лантаноиды // Астрон. Журн. - 1990. -Т. 67. - С. 1244-1247.

5. Гопка В.Ф., Комаров Н.С., Мишенина Т.В., Ющенко А.В. Содержание элементов r-, s- процессов в атмосферах К- гигантов // Письма в Астрон. Журн. - 1991. -Т. 17. - С. 368-376.

6. Mишенина Т.В., Комаров Н.С., Канцен Л.Э. Химический состав атмосфер трех звезд-гигантов скопления Гиад // Известия САО АН СССР (Астрофизические исследования). - 1991. - Т. 31. - C. 82-90.

7. Mishenina T.V., Kutsenko S.V. The abundances in the stellar atmospheres in the M13 globular cluster // Odessa Astron. Publ. - 1994. - Vol. 7. - P. 152-153.

8. Klochkova V.G., Mishenina T.V., Panchuk V.E. Investigation of the II-90 giant in the globular cluster M13 // Astron. and Astrophys. - 1994. -V. 287. - P. 881-884.

9. Mishenina T.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E. Elemental abundances in atmospheres of the three metal-deficient giants // Astron. and Astrophys. Suppl. Series. - 1994. -V. 109. - P. 471-477.

10. Mishenina T.V., Kutsenko S.V., Musaev F. A. Chemical compositon of five giants with positive CN-indices // Astron. and Astrophys. Suppl. Series. - 1995. -V. 113. - P. 333-339.

11. Mishenina T.V. Spectroscopic analysis of 31 Aquilae // Astron. and Astrophys. Suppl. Series. - 1996. -V. 119. - P. 321-328.

12. Mishenina T.V., Kutsenko S.V., Musaev F.A. Chemical compositon of giants with positive CN indices // Astron. and Astrophys. Transactions - 1996. - V. 10. - P. 219-223.

13. Мишенина Т.В., Куценко С.В. Содержание химических элементов в атмосферах трех звезд с индексами CN2 // Кинематика и физика небес. тел. - 1996. - Т. 12, № 4. - C. 14-21.

14. Mishenina T.V. The chemical composition peculiarities of G,K giants // Odessa Astron. Publ. - 1996. - V. 9. - P. 80-83.

15. Мишенина Т.В., Цымбал В.В. Содержание Li и элементов СNO-группы в атмосферах девяти пекулярных гигантов // Письма в Астрон. Журн. - 1997. - Т. 23, №9. - С. 693-699.

16. Mishenina T.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E. Subdwarfs: CNO-abundances // Bull. Spec. Astrophys. Observ. - 1997. - V. 43. - С. 72-74.

17. Mishenina T.V. CN-strong and CN- week disk giants // Odessa Astron. Publ. - 1997. - Vol. 10. - P. 70-71.

18. Мишенина T.В. Химический состав двух звезд с повышенной металличностью //Астрон. Журн. - 1998. - Т. 75, № 2, С. 202-208.

19. Клочкова В.Г., Мишенина Т.В. Химический состав атмосфер двух звезд-гигантов ВГ и АВГ шарового скопления М13 // Астрон. Журн. - 1998. - Т. 75, № 3. - С. 349-354.

20. Klochkova V.G, Mishenina T.V. Optical spectroscopy of the infrared source IRAS 09276+4454 // Известия САО. - 1998. -Т. 44. - С. 83-86.

21. Mishenina T.V., Korsak V.V. The effective temperatures of K-giants // Odessa Astron. Publ. - 1999. - V. 12. - P. 215-217.

22. Коротин С.А., Мишенина Т.В. НеЛТР-анализ содержания натрия в атмосферах пекулярных звезд // Астрон. Журн. - 1999. - Т. 76, № 8. - С. 611-617.

23. Mishenina T.V., Korotin S.A., Klochkova V.G., Panchuk V.E.. Oxygen abundances in halo stars from OI triplet // Astron. and Astrophys. - 2000. - V. 353. - P. 978-986.

24. Клочкова В.Г., Мишенина Т.В., Панчук В.Е. Оптический спектр инфракрасного источника IRAS 20004+2955 (V1027 Cyg) // Письма в Астрон. журн. - 2000. - Т. 26, №6. - С. 465-471.

25. Mishenina T.V., Kovtyukh V.V. Analysis of neutron capture elements in metal-poor stars // Astron. and Astrophys. - 2001. - V. 370. - P. 951-966.

26. Mishenina T.V., Gorbaneva T.I., Kantsen L.E. Preliminary abundance analisis of 9 subgiants // Odessa Astron. Publ. - 2001. - V. 14. - P. 247-248.

27. Мишенина Т.В., Горбанева Т.И., Канцен Л.Э., Субиран К. Анализ спектров восьми субгигантов // Кинематика и физика небес. тел. - 2002. -Т. 18, № 4. - C. 306-320.

28. Mishenina T.V., Kovtyukh V.V., Soubiran C., Travaglio C., Busso M. Abundances of Cu and Zn in metal-poor stars: Clues for Galaxy evolution // Astron. and Astrophys. - 2002. - V. 396. - P. 189-201.

29. Miшенiна Т.В. Лiтiй у зорях iз дефiцитом металiв // Журнал фiзичних дослiджень. - 2002. - Т. 6, № 4. - C. 443-446.

30. Mishenina T.V. Element abundances in stars: connection with chemical evolution of a Galaxy // Odessa Astron. Publ. - 2002. - V. 15. - P. 71-88.

31. Мишенина Т.В., Панчук В.Е., Самусь Н.Н. Химический состав звезд шаровых скоплений М10, М12, М71 // Астрон. Журн. - 2003. - Т. 80, № 3. - С. 274-279.

32. Мишенина Т.В., Ковтюх В.В., Коротин С.А., Субиран К. Содержание натрия в атмосферах звезд различной металличности // Астрон. Журн. - 2003. -Т. 80, № 5. - С. 423-430.

33. Mishenina T.V., Soubiran C., Kovtyukh V.V., Korotin S.A. On the correlation of elemental abundances with kinematics among galactic disk stars // Astron. and Astrophys. - 2004. -V. 418. - P. 551-562.

34. Гопка В.Ф., Ющенко А.В., Мишенина Т.В., Чулхи Ким, Мусаев Ф.А., Бондарь А.В. Анализ химического состава атмосферы звезды гало HD 221170 методом синтетического спектра // Астрон. журн. - 2004. -Т. 81, № 7. - С. 635-647.

35. Горбанева Т.И., Мишенина Т.В., Канцен Л.Э., Субиран К., Коротин С.А. Процессы перемешивания в атмосферах холодных гигантов. Наблюдательные проявления горения водорода // Кинемат. и Физ. Неб. Тел. - 2004. -Т. 20. №. 4. - С. 300-312.

36. Mishenina T.V., Komarov N.S., Kantsen L.E. The chemical composition of three Hyades giants // 145^th symposium of IAU “Evolution of stars: the photospheric abundance connection”. Zlatni Pjasaci, Bulgaria, August 27-31, 1990. Poster papers. - 1990. - p. 99.

37. Klochkova V.G., Mishenina T.V., V.E. Panchuk V.E. Investigation of the II-90 giant in the globular cluster M13 // Public. Astron. Soc. Pacific. Conf. Ser. - 1995. - V. 81. - P. 577-578.

38. Mishenina T.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E. Elemental abundances in atmopheres of the three metal-deficient giants // Public. Astron. Soc. Pacific. Conf. Ser. - 1995. - V. 81. - P. 579-580.

39. Mishenina T.V. Systems of oscillator strengths and metallicity of SMR stars // 5th International Colloquium on Atomic Spectra and oscillator strengths. Ed. Tchang-Brillet, Wyart, Zeippen. Publ.de l'Observ. de Paris. - 1996. - p. 176.

40. Mishenina T.V. Spectoscopic analysis of 31 Aql // Изв. КрАО.- 1998. - T. 94. - C. 237.

41. Mishenina T.V. Chemical composition of 3 giants with CN2 indices// Изв. КрАО. - 1998. - T. 94. - C. 238.

42. Mishenina T.V., Korotin S.A., Klochkova V.G., Panchuk V.E. Oxygen abundances in halo stars from OI triplet // Proc. of the 35th Liege Int.Astroph. Coll., July 5-8, 1999, "The galactic halo: from globular clusters to field stars", Eds.A. Noels, P. Magaine, D. Caro, E. Jehin, G Parmentier, A. Thoul. - 1999 - p. 257-260.

43. Mishenina T.V., Klochkova V.G., Panchuk V.E., Ermakov S.V. Spectroscopic investigation of the metal-poor binary star G176-27 // Proc. of the 35th Liege Int.Astroph. Coll. July 5-8, 1999. "The galactic halo: from globular clusters to field stars", Eds.A. Noels, P. Magaine, D. Caro, E. Jehin, G Parmentier, A.Thoul.2000. - p. 257-260.

44. Mishenina T.V. Oxygen Abundance and Evolution of Disk Galaxies // JENAM 2001, European Astronomical Conference, Astronomische Gesellschaft Abstract Series. - 2001. - V. 18. - P. 133.

Размещено на Allbest.ru