Розробка моделей атомів деяких легких елементів, необхідних для проведення розрахунків за умови відсутності локальної термодинамічної рівноваги. Визначення вмісту легких елементів у холодних гігантів, що належать до різних типів зоряного населення.
Аннотация к работе
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. 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. 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. 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.
Список литературы
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 звязок 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 звязано-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, пятьма нижніми рівнями N III і основним рівнем N IV: 92 звязано-звязаних 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, пять 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 звязано-звязаних 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 звязано-звязаних 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 звязано-звязаних 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 повязаний 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 пятому 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 NENA 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 пять B-зірок, два сталих надгіганти і одна цефеїда. Проведено порівняльний аналіз хімічного складу цих зірок, що утворилися з єдиного газопилового 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 NENA 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