Спостережувані прояви процесів перемішування в зорях малих мас - Автореферат

Міністерство освіти і науки України АВТОРЕФЕРАТ дисертації на здобуття наукового ступеня кандидата фізико-математичних наукРобота виконана в НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. Науковий керівник: доктор фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Мішеніна Тамара Василівна, НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук, старший науковий співробітник Павленко Яків Володимирович, Головна Астрономічна обсерваторія НАН України, провідний науковий співробітник; кандидат фізико-математичних наук, доцент Цимбал Вадим Вячеславович, Таврійський національний університет ім. Захист відбудеться “29” лютого 2008 р. о 14.00 на засіданні Спеціалізованої вченої ради К.41.051.04 по захисту кандидатських дисертацій в Одеському національному університеті ім.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: · спираючись на паралакси і маси, використовуючи стандартну формулу lg g = 4 lg Теф 0.4Мбол lg (M/ М¤) - 12.5, де прийняті наступні параметри для Сонця Теф = 5770 К і lg g = 4.40 і Мбол = V 5 5log р BC; де Мбол - болометрична зоряна величина, р - паралакс, BC - болометрична поправка з работи Фловера [8]; 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.Вперше, використовуючи єдину методику, визначено параметри і хімічний склад великого однорідного матеріалу (204 зорі) Проведений аналіз показав, що вміст Li не може використовуватися, як критерій відділення гігантів кламп від гігантів ГГ. 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