Спостережувані прояви процесів перемішування в зорях малих мас - Автореферат

Міністерство освіти і науки України АВТОРЕФЕРАТ дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наукДля розвязання поставленої задачі було оброблено спектри 204 зір, отримані на 1.93 м телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу (OHP, Франція), з допомогою ешеле-спектрометра ELODIE. Визначено параметри атмосфер та вміст елементів в атмосферах 8 субгігантів, 19 гігантів диска та 177 зір, які по фотометричним критеріям віднесені до кламп гігантів. В наслідок зміни поверхневого вмісту елементів під час першого перемішування (first dredge-up) кламп гіганти не показують хімічний склад, який вони отримали при народженні. У роботі надається порівняння отриманих результатів з теоретичними передбаченнями першого перемішування. Оцінена можливість проведення селекції гігантів, що належать до різних еволюційних стадій, на основі розрахунків еволюційних треків і визначення ефективних температур і вмістів елементів, які можуть змінюватися в процесі еволюції зір.Вміст елементів в зорях на просунутих стадіях еволюції (субгігінтах і гігантах) дозволяє, з одного боку, тестувати сучасні теорії еволюції зір, що не зроблено в достатній мірі до цього часу, а з іншого - проаналізувати поводження елементів на більших відстанях в Галактиці порівняно з зорями меншої світності - карликами. Стандартний CNO цикл горіння водню усередині зір невеликих і помірних і мас (1-3 М¤) зменшує вміст вуглецю і збільшує вміст азоту зорі на стадії ГП, і далі, протягом першої стадії перемішування (first dredge-up), перероблена речовина виноситься на поверхню. Актуальним є аналіз змін вмісту хімічних елементів для тестування теорій зоряної еволюції, зокрема, стадій субгігантів, гігантів та кламп гігантів, а також для дослідження хімічної еволюції Галактики з використанням елементів, вміст яких залишається незмінним на протязі цих стадій. Високоточні визначення параметрів атмосфер і хімічного складу для великої кількості кламп гігантів дозволяють провести: 1) тестування сучасних теорій зоряної еволюції, 2) добір гігантів кламп, спираючись на їх хімічний склад, 3) порівняння хімічного складу зір, що перебувають на сусідніх еволюційних стадіях. Використовуючи велику добірку спектрів зір малих мас провести аналіз змін поверхневого вмісту хімічних елементів для тестування теорій зоряної еволюції, зокрема, стадій субгігантів, гігантів та кламп гігантів (КГ), а також для подальшого дослідження хімічної еволюції Галактики, спираючись на елементи, вміст яких не змінився в процесі еволюції.Ядро зростає за масою, гравітаційна енергія перетворюється в теплову й, коли маса ядра досягає 0.45-0.5 М, загоряється гелій і горить у серії спалахів, зоря стає кламп гігантом і конвертує (перетворює) гелій у вуглець у невироджених умовах. Було використано три методи визначення прискорення сили тяжіння на поверхні lg g: · умову іонізаційної рівноваги для атомів заліза (lg GIE) що вимагає, щоб усереднений вміст заліза, визначений по Fe I і FEII лініях збігався, ми використовували лінії заліза з EW <120 ME.; У підрозділі 2.4 автор описує методи визначення хімічного складу та основне математичне забезпечення, що використовувалося для визначення вмісту хімічних елементів в атмосферах досліджуваних зір - WIDTH9, STARSP (ЛТР наближення), та MULTI (у наближенні НЕЛТР). У розділі 3 було визначено параметри атмосфери, маси і вміст 29 елементів в атмосферах 8 субгігантів (серед них - 2 надметалеві (SMR) зорі). У розділі 4 визначено параметри атмосфери, маси і вміст 21 елемента в атмосферах 19 гігантів на основі дослідження спектрів, отриманих на спектрографі ELODIE 1.93-м телескопа ОВП.Проведений аналіз показав, що вміст Li не може використовуватися, як критерій відділення гігантів кламп від гігантів ГГ. Вперше на базі великого однорідного матеріалу (177 зір) для зір гігантів показано нахил залежності [C/Fe] від [Fe/H] в даному діапазоні металевості. Вперше отримано вміст Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd и Eu в атмосферах великої вибірки зір, відібраних за фотометричними критеріями як кламп гіганти з металевостями від-0.7 до 0.3 dex. Отриманий нахил залежності вмісту Eu, як елементу r-процесу, підтверджує теорію, що основний вклад в збагачення європієм на даних металевостях продовжують вносити масивні зорі (SN II). Порівняння SMR зір та зір тонкого та товстого дисків показало, що SMR зорі вірогідніше з усього є зорями тонкого диска і величини їх металевостей слід розглядати як верхню межу металевості диска.

2. Основний зміст роботи