Абдулнаби исследование физических параметров и химического состава атмосфер a-f-звезд
На правах рукописи
Аль-Хави Омар А. Абдулнаби
ИССЛЕДОВАНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПАРАМЕТРОВ
И ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА АТМОСФЕР A-F-ЗВЕЗД
01.03.02 – астрофизика и звёздная астрономия
АВТОРЕФЕРАТ
диссертации на соискание учёной степени
кандидата физико-математических наук
Санкт-Петербург – 2013
Работа выполнена в Федеральном государственном автономном образователь ном учреждения высшего профессионального образования “Казанский (При волжский) федеральный университет”
Научный руководитель:
доктор физико-математических наук, доцент БИКМАЕВ Ильфан Фяритович
Официальные оппоненты:
ПОГОДИН Михаил Александрович, доктор физико-математических наук, главный научный сотрудник Лабора тории физики звезд Федерального государственного бюджетного учреждения науки Главной (Пулковской) астрономической обсерваторий Российской академии наук СЕМЕНКО Евгений Алексеевич, кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Лабо ратории исследования звездного магнетизма Федерального государственного бюджетного учреждения науки Специальной астрофизической обсерватории Российской академии наук
Ведущая организация: Федеральное государственное бюджетное образова тельное учреждение высшего профессионального образования “Санкт Петербургский государственный университет”
Защита диссертации состоится 29 ноября 2013 г. в 13 час. 00 мин. на заседании диссертационного совета Д 002.120.01 Главной (Пулковской) астрономической обсерватории Российской академии наук (ГАО РАН) по адресу: 196140, г.Санкт-Петербург, Пулковское шоссе, дом
С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ГАО РАН
Автореферат разослан октября 2013 г.
Ученый секретарь диссертационного совета Милецкий Евгений Викторович
ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность работы Определение химического состава звездных атмосфер является одним из ключевых инструментов в исследовании звездного нуклеосинтеза, эволюции вещества в Галактике, в проверке теорий звездной эволюции. Подавляющая часть звезд Галактики принадлежит звездам главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела в диапазоне спектральных классов A-F-G-K.
Продукты ядерного нуклеосинтеза, образующиеся в недрах звезд главной по следовательности не проявляют себя в их атмосферах вплоть до перехода звезд на стадию гигантов и сверхгигантов. Поэтому предполагается, что химический состав атмосфер звезд главной последовательности отражает химический со став газо-пылевого вещества, из которого они сформировались. Такой подход при исследовании химического состава атмосфер старых ( 5-12 млрд. лет ) G-K звезд позволяет исследовать процессы химической эволюции вещества Галак тики, начиная с ранних стадий ее пространственной, динамической и кинема тической эволюции (звезды гало, толстого и тонкого дисков). Звезды главной последовательности спектральных классов A-F в диапазоне эффективных тем ператур 7000 – 10000 К принадлежат относительно более молодому населению Галактики (1-3 млрд. лет). Очевидно, что исследование химического состава их атмосфер может дать ценную информацию о веществе Галактики на более поздних стадиях ее эволюции.
К сожалению, среди исследованных звезд спектральных классов A и ран них подклассов F подавляющими по числу оказываются звезды с пекулярным химсоставом, который не может быть объяснен в рамках химической эволюции Галактики. Проблема возникновения пекулярностей к настоящему времени еще не решена. При использовании в наблюдениях в 20-м веке фотографических пластинок были обнаружены звезды лишь с сильной пекулярностью, дости гающей нескольких порядков в избытке ряда элементов. Фотографические пла стинки из-за невысокого отношения сигнал/шум в спектрах (S/N = 20-50) не по зволяли выявлять звезды со слабой пекулярностью. Поэтому мало изучены звезды, в которых пекулярность имеется, но выражена слабо. В результате, к настоящему времени неизвестно, каким образом пекулярности возникают и на растают ли они со временем, как зависят от других параметров звезд – темпера туры, ускорения силы тяжести, микротурбулентной скорости, скорости враще ния, и т.д. Эта задача является сложной во многих отношениях, так как необхо димо выполнить наблюдения и анализ большой выборки звезд с различными параметрами атмосфер для получения обоснованных выводов. Пекулярности химсостава, вызванные физическими условиями в звездных атмосферах, долж ны быть количественно установлены и отделены от реальных эффектов синтеза химических элементов в недрах звезд и эволюции вещества в Галактике.
Диссертация посвящена исследованию физических параметров и химиче ского состава атмосфер группы A-F-звезд. Работа основана на оригинальных спектральных данных, полученных на 1.5-метровом оптическом телескопе РТТ 150 с помощью современного эшелле-спектрометра высокого разрешения.
Цель работы:
обработка большого массива эшеле-спектров высокого разрешения для представительной группы A-F-звезд, определение фундаментальных параметров атмосфер и расчеты химиче ского состава с применением метода моделей атмосфер, анализ химического состава атмосфер исследуемой группы звезд в диа пазоне эффективных температур 6000 - 10000 К, создание обширной базы данных высокоточных измерений эквивалент ных ширин линий, которые в дальнейшем могут быть использованы для расчетов химического состава альтернативными методами и подходами.
Основные положения, выносимые на защиту 1. Результаты оригинальных определений физических параметров и хи мического состава атмосфер группы A-F-звезд, основанные на высоко точных наблюдательных данных и современных методах анализа.
2. Вывод о неоднородности аномалий химического состава атмосфер A-F звезд с эффективными температурами Teff = 7000-10000 К.
3. Вывод об отсутствии химических пекулярностей в атмосферах F сверхгигантов (подобных наблюдаемым в А-звездах ), свидетельствую щий об их исчезновении в турбулентных атмосферах.
4. Таблицы измерений 5000 эквивалентных ширин линий в спектрах ис следованной группы A-F-звезд.
Достоверность и научная обоснованность Результаты работы основаны на современных наблюдениях высокого качества, апробированных методах определения фундаментальных параметров атмосфер и компьютерных программах расчета содержаний химических элементов. Дос товерность результатов подтверждается сравнением с опубликованными дан ными других авторов для нескольких общих звезд. Результаты, полученные в работе, представлялись в реферируемых статьях и выступлениях на междуна родных и российских конференциях.
Новизна полученных результатов и практическая значимость Результаты определения химического состава звезд, полученные соискателем, являются новыми, так как основаны на оригинальных спектрах, полученных на телескопе РТТ-150, и независимо определенных фундаментальных параметров атмосфер. Практическую значимость представляют таблицы с параметрами ат мосфер, химическим составом, высокоточными измерениями эквивалентных ширин спектральных линий (позволяющие в дальнейшем выполнить расчеты химического состава альтернативными методами, в том числе и с учетом не ЛТР эффектов).
Новые определения химического состава, основанные на оригинальных высо коточных спектрах, впервые получены для широкой выборки A-F звезд.
Личный вклад автора Исследования, представленные в диссертации, выполнены автором в со трудничестве с научным руководителем и в соавторстве с сотрудниками кафед ры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федераль ного университета.
В публикациях по теме диссертации, выполненных совместно, автору принадлежит основная доля участия в обработке наблюдательных данных и расчетах химического состава, и равная с соавторами доля в анализе получен ных результатов.
Структура и объём диссертации Диссертация состоит из введения, трех глав, заключения, списка цити руемой литературы из 75 наименований и Приложения. Общий объем диссер тации составляет 160 страниц, включая 31 рисунок, 11 таблиц и Приложение.
СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ
Во Введении определены основные цели диссертации, обоснована акту альность темы, приведены основные методы, применяемые в диссертации, сформулированы основные положения, вынесенные на защиту, кратко описано содержание работы.
В Главе 1 описываются методика и результаты обработки эшелле-спектров высокого разрешения, полученные для программных звезд на 1.5-метровом те лескопе РТТ-150. В этой Главе также приводятся результаты сравнения эквива лентных ширин с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд.
Спектральные наблюдения A-F-звезд с высоким разрешением в период 1970-1990 гг. выполнялись с применением фотографических пластинок, кото рые обеспечивали регистрацию спектров в широком диапазоне. Однако, невы сокое отношение сигнал/шум (S/N ~ 30-50) не позволяло измерять эквивалент ные ширины линий с высокой точностью. В результате, относительно хорошая точность химического состава получалась лишь для тех элементов, которые были представлены в спектре большим числом линий (таких как железо, хром, никель). К концу 20-го века усилиями различных групп авторов были опубли кованы серии статей, в которых был исследован химический состав нескольких десятков A-F-звезд и обнаружены звезды с пекулярностями химсостава. Одна ко, в силу ограниченности отношения сигнал/ шум на фотографических спек трах, полученные результаты могли быть отягощены большими случайным и систематическими ошибками. В первой декаде 21-века начали выполняться де тальные исследования пекулярных звезд на основе спектров, полученных со временными спектрометрами высокого разрешения, оснащенных крупнофор матными ПЗС-матрицами. Это позволило перейти к анализу спектров высокого отношения сигнал/шум (S/N =200-300) с применением метода синтетического спектра, позволяющего извлекать информацию из анализа профилей спек тральных линий. Такой подход позволяет выполнить детальнейшие расчеты химсостава с наивысшей точностью. Результаты подобных исследований, опубликованные в работе Fossati et al. (2009) позволили обнаружить проявле ния слабых пекулярностей химсостава атмосфер A-звезд, которые не могли быть обнаружены и исследованы по фотографическим спектрам. Однако трудо емкость анализа современных эшелле-спектров высокого разрешения доста точно велика и поэтому к настоящему времени в работах, подобных Fossati et al. (2009) опубликованы результаты исследований лишь единичных A-звезд. С целью существенного расширения выборки исследуемых звезд в диссертаци онной работе был избран компромиссный подход – наблюдения были выполне ны с помощью современного спектрометра высокого разрешения 1.5-м теле скопа для большой выборки из 15-20 звезд, а для ускорения анализа химическо го состава, расчеты были выполнены на основе измеренных эквивалентных ширин линий (а не на основе метода синтетического спектра). Так как непо средственные измерения эквивалентных ширин линий возможны лишь для не блендированных спектров, исследуемая выборка была ограничена звездами с малыми скоростями вращения (Vsini 20 км/сек). Таким образом, несколько A-звезд с большими скоростями вращения были исключены из дальнейшего анализа.
Результатом обработки эшелле-спектров РТТ-150 стали обширные табли цы измеренных эквивалентных ширин линий, которые затем использовались для расчетов содержания элементов. Сравнение с опубликованными данными других авторов для нескольких общих звезд позволило сделать следующие вы воды - измеренные в диссертационной работе эквивалентные ширины по на блюдениям на РТТ-150 с высокой точностью согласуются с данными, получен ными на лучших современных эшелле-спектрометрах мира. Систематические различия лежат в пределах одного процента, а случайные ошибки составляют единицы милиангстрем (Рис. 1). Как и ожидалось, опубликованные эквива лентные ширины, основанные на фотографических спектрах, обладают сущест венными погрешностями. Систематические ошибки могут достигать 10 - процентов, а случайные ошибки 5 - 15 милиангстрем ( Рис. 2). Таким образом, в диссертационной работе использованы наиболее точные значения эквивалент ных ширин линий, измеренных в спектрах представительной группы A-F-звезд.
Общее число высокоточных измерений эквивалентных ширин линий составля ет около 5000.
Глава 2 посвящена определению фундаментальных параметров атмосфер (Teff, logg, Vmicro) и оценке точности расчетов химического состава. Опреде ления параметров атмосфер необходимы для выбора модели атмосферы (с наи более высокой точностью), на основе которой будут выполнены расчеты хими ческого состава. Популярным методом определения Teff и logg является спек троскопический метод, основанный 1) - на ионизационном равновесии в содер жаниях металлов, определенных по линиям атомов и ионов, и 2) - на независи мости содержания от температуры возбуждения. Такой подход основан на ис пользовании спектров исследуемых звезд. В случае пекулярных звезд метод ионизационного равновесия может оказаться неоптимальным из-за пекулярных интенсивностей спектральных линий.
Рис. 1. Сравнение измеренных эквивалентных ширин линий в спектре звезды 21 Peg с опубликованными в работе Fossati et al., Рис. 2. Сравнение измеренных эквивалентных ширин линий в спектре звезды 21 Peg с опубликованными в работе Sadakane, Например, указанный метод использовался в работе Fossati et al., (2009) при исследовании трех пекулярных звезд. Оказалось, что ионизационное рав новесие работает для одних элементов (железо) и, при тех же параметрах Teff и logg, не работает для других. Поэтому в диссертационной работе было принято решение определять основные параметры Teff и logg, не используя спектроско пический метод. Для определения Teff был применен хорошо апробированный фотометрический метод, основанный на использовании наблюдаемых потоков в избранных диапазонах длин волн. Отношения потоков в соседних участках спектра представляют собой измеренные показатели цвета в одной из обще принятых систем. Показатели цвета в настоящее время измерены с высокой точностью для многих звезд. Эффективная температура была определена по показателям цвета (B-V), (b-y), (B2-G), (B2-V1), (V-K), прокалиброванным в шкале метода инфракрасных потоков. Были использован набор калибровочных уравнений, опубликованный в литературе разными авторами для указанных показателей цвета. Независимые значения эффективных температур, получен ные на основе нескольких показателей цвета и калибровочных уравнений, были усреднены. Случайная ошибка определения Teff составила порядка 100 К.
Сравнение с опубликованными данными других авторов показало согласие в величинах Teff в пределах 100-150 К. Значения параметра logg были определе ны на основе тригонометрических параллаксов спутника HIPPARCOS. Необхо димо отметить, что в эпоху публикаций серии работ по исследованию A-F звезд в конце 20-го века, еще не были доступны высокоточные параллаксы спутника HIPPARCOS. Поэтому с необходимостью авторами применялся метод ионизационного равновесия, о недостатках которого было указано выше для случая пекулярных звезд. Сравнения значений logg, полученных в диссертаци онной работе, с опубликованными в литературе для нескольких общих звезд, показало, что они согласуются в пределах 0.1-0.2 dex в случайном отношении и не показывают систематических различий.
Микротурбулентная скорость Vmicro была найдена традиционным подходом из условия независимости содержания от эквивалентных ширин линий атомов и ионов нескольких элементов группы железа – Fe, Cr, Ti. Высокая точность определения этого параметра в диссертационной работе обусловлена высокой точностью измеренных эквивалентых ширин спектральных линий. В заключи тельной части Главы 2 выполнена оценка точности определения содержания химических элементов при изменении значений параметров атмосфер Teff, logg, Vmicro на величину ошибок их определений. Кроме того, был учтен вклад ошибок сил осцилляторов и ошибок измерения эквивалентных ширин линий. Совокупная ошибка определения содержания элементов в итоге варьи руется от 0.10 до 0.25 dex в зависимости от конкретного элемента. В среднем ошибка определения содержания составляет 0.15 dex.
Глава 3 посвящена расчету содержания химических элементов в атмосфе рах 15-ти A-F- звезд и анализу их химического состава.
Химический состав звезд сравнивался с содержанием химических элемен тов в звезде HD32115. Эта звезда имеет параметры атмосфер (Teff = 7300 K, logg = 4.2), находящиеся внутри диапазона параметров исследуемых звезд, и имеет солнечный химический состав. Поэтому она была использована в каче стве звезды-стандарта химического состава. Результаты анализа химического состава следующие:
1. Для группы нескольких общих звезд полученные значения химсостава согласуются в пределах ошибок с опубликованными результатами других авторов (Adelman et al., 2000, 2008). Это подтверждает достоверность ре зультатов расчета химического состава исследуемых звезд, выполненные в диссертационной работе.
2. F-звезда главной последовательности 41 Ser (Teff = 6350, logg =4.2) пока зывает химический состав, совпадающий с солнечным. Таким образом, в последующих исследованиях она может быть использована в качестве звезды-стандарта химического состава при сравнении содержаний в ат мосферах F-звезд.
3. При переходе к более горячим звездам в диапазоне температур 7000- К обнаруживаются избытки содержаний (0.5-1.5 dex) увеличивающиеся с увеличением атомного номера. К этой группе звезд относятся Tau UMa, HD 72037, HD27962, HD 95608, 58 Dra. При этом, некоторые элементы, такие как кальций и скандий, показывают дефицит содержания относи тельно солнечного. Наблюдаемые проявления пекулярностей химсостава могут быть интерпретированы как проявления эффектов светового давле ния и гравитационной диффузии атомов и ионов в спокойных и лучи стых атмосферах A-звезд с малой скоростью вращения.
4. Анализ содержаний для другой группы звезд в диапазоне 7000-10000 К показал, что явной зависимости избытка содержаний от температуры (возможного увеличения эффекта светового давления) – не наблюдается.
В частности, если звезды HD32115 и HD 2628 с температурами 7300 и 7100 К, соответственно, не показывают аномалий химсостава, то звезда HD78362 (Tau Uma) с температурой 7025 К показывает избытки содержа ния, достигающие 1.5 dex. При температуре 7025 К звезда определенно еще имеет конвективную атмосферу. Поэтому аномалии химического со става в данной звезде трудно объяснить проявлением только одного эф фекта светового давления и гравитационной диффузии атомов. С другой стороны, звезды 15 Vul и 21 Peg с температурами 7670 и 9200 К, соответ ственно, показывают лишь незначительные избытки содержания тяжелых элементов, не превышающие 0.5 dex.
Таким образом, в диссертационной работе показан неоднородный и неодно значный характер проявления пекулярностей химического состава в атмо сферах A-F-звезд главной последовательности в диапазоне температур 7000 10000 К. Химический состав звезд F-сверхгигантов (41 Cyg, Alfa Per) оказы вается близким к солнечному и не показывает избытков содержания, харак терных для исследованных А-звезд. F-сверхгиганты находятся на эволюци онной стадии последующей B-A-звездам главной последовательности. По этому отсутствие пекулярностей химостава, подобно наблюдаемым в А звездах, можно объяснить разрушением диффузионной сепарации элементов в турбулизованных атмосферах F-сверхгигантах. Пекулярности химического состава А-звезд, по-видимому, имеют не химическое, а иное происхождение, обусловленное физическими условиями в их атмосферах. Однозначная при чина возникновения такого типа пекулярностей в настоящее время неиз вестна. Не исключено, что поиск причин следует продолжить в дальнейшем на основе спектров, полученных с еще большим разрешением ( R 100000) и отношением сигнал/шум ( S/N ~ 500-700).
В Заключении сформулированы основные результаты, полученные в дис сертации.
В Приложении приведены Таблицы 5000 измерений эквивалентных ширин линий в спектрах группы A-F звезд.
Апробация работы Результаты исследований докладывались на Итоговых научных конференциях Казанского (Приволжского) федерального университета (январь 2011, 2012, 2013 гг.), на Всеросийской научной конференции “Астрономия в эпоху ин формационного взрыва: результаты и проблемы”, ГАИШ МГУ, г. Москва, мая – 1 июня 2012 г., на Международной конференции “Звёздные атмосферы:
фундаментальные параметры звезд, химический состав и магнитные поля”, Крымская астрофизическая обсерватория, Крым, Украина (2012 г.), на Всерос сийской конференция молодых ученых, САО РАН, пос. Нижний Архыз ( г.), на международной конференции “Putting A Stars into Context: Evolution, En vironment and Related Stars”, ГАИШ МГУ, г. Москва, 3-7 июня 2013 г.
ОСНОВНЫЕ ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ 1. О.А. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И. Бикмаева, Н.А. Сахи буллин Определение фундаментальных параметров атмосфер группы A-F звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. – 2013. – Т.155, кн. 2.
– С.193-197.
2. О.А. Аль-Хави, И.Ф. Бикмаев, С.С. Мельников, М.И.Бикмаева, Н.А. Сахи буллин Исследование химического состава атмосфер нормальных и пекуляр ных A-F-звезд // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. - 2013. – Т.155, кн. 3. – С.1-7.
3. И.Ф. Бикмаев, О.А. Аль-Хави, А.И. Галеев, В.В. Залялиева Анализ точ ности наблюдаемых эквивалентных ширин линий в спектрах A-F-звезд с малы ми скоростями вращения // Учен. Зап. Казан. Ун-та. Сер. Физ-матем. Науки. 2013. – Т.155, кн. 3. – С.8-12.
ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА 1. Adelman S.J., Caliskan H., Kocer D., Cay I.H., Tektunali H.G. Elemental abun dance analyses with DAO spectrograms – XXIII. The superficially normal stars And (A7 III) and 99 Her (F7 V) // Mon. Not. R. Astron. Soc. – 2000. – V.316. – P.514-518.
2. Adelman S.J., Cay I.H., Tektunali H.G., Gulliver A.F., Teker A. Elemental abun dance analyses with DAO spectrograms – XXXI. The early F supergiants Her (F II) and 41 Cyg (F5 Ib-II) // Astron. Nachr. – 2008. – V.329. – No.1. – P.4-9.
3. Fossati L., Ryabchkova T., Bagnulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov O., Wade G. The chemical abundance analysis of normal early A- and late B-type stars // Astronomy and Astrophysics. – 2009. – V.503. – P. 945-962.
4. Sadakane K. Abundance analyses of 21 Pegasi (B9.5 V) and HR 7338 (A0 III) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. – 1981. – V.93. – P. 587-593.