Химическая структура атмосфер магнитных пекулярных звезд

ИМЕНИ М.В.ЛОМОНОСОВА

ГОСУДАРСТВЕННЫЙ АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ИНСТИТУТ

ИМЕНИ П.К.Штернберга

На правах рукописи

УДК 524.3

Рябчикова Татьяна Александровна

ХИМИЧЕСКАЯ СТРУКТУРА АТМОСФЕР

МАГНИТНЫХ ПЕКУЛЯРНЫХ ЗВЕЗД

Специальность 01.03.02 - астрофизика и звездная астрономия

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2014

Работа выполнена в Федеральном государственном бюджетном учреждении науки Институте Астрономии Российской Академии наук.

Официальные оппоненты: доктор физико-математических наук, профессор Гринин Владимир Петрович заведующий лабораторией звездообразования Главной Астрономической обсерватории РАН (Пулково) доктор физико-математических наук, профессор, академик АН Республики Татарстан Сахибуллин Наиль Абдуллович заведующий кафедрой астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) Федераль ного Университета доктор физико-математических наук, Утробин Виктор Павлович ведущий научный сотрудник Федерального госу дарственного бюджетного учреждения "Государ ственный Научный Центр Российской Федера ции Институт Теоретической и Эксперименталь ной Физики"

Ведущая организация: Специальная астрофизическая обсерватория РАН

Защита состоится 15 мая 2014 г. в 14 ч. 00 мин на заседании Диссертацион ного Совета Д501.001.86 при Московском государственного университета имени М.В.Ломоносова. Адрес: 119992, г. Москва, Университетский проспект, 13.

С диссертацией можно ознакомиться в Научной библиотеке Московского госу дарственного университета имени М.В.Ломоносова (119991, г. Москва, Ломо носовский проспект, 27, Фундаментальная библиотека)

Автореферат разослан 12 февраля 2014 г.

Ученый секретарь Диссертационного совета С.О. Алексеев доктор физико-математических наук

ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ

Актуальность темы Химически пекулярные звезды (CP stars) являются звездами верхней части Главной Последовательности (ГП), которые имеют в спектрах аномально сильные линии некоторых химических элементов (He, Hg, Mn, Si, Cr, Sr, Eu). Такие особенности в спектрах этих звезд были замечены еще в конце XIX века при работе с классификацией звезд по Гарвардским пластинкам и были отмечены буквой ’P’. Все CP звезды разделяются на две большие груп пы: магнитные (Bp-Ap или в более общем виде Ap) и немагнитные (HgMn и Am звезды). В атмосферах HgMn и Am (звезды с усиленными линиями ме таллов) глобальных магнитных полей не зарегистрировано. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела (ГР) все CP звезды расположены в полосе ГП в ин тервале температур примерно от 17000 до 6000 К, причем самыми горячими являются He-strong звезды, а самыми холодными – SrCrEu, Am и Sr- звез ды. По кинематическим характеристикам СР звезды принадлежат тонкому диску Галактики с возрастом около 109 лет. Магнитные звезды (Ap/Bp) это подкласс CP звезд ГП, в атмосферах которых зарегистрировано крупно масштабное магнитное поле. В первом приближении геометрия магнитного поля может быть представлена магнитным диполем или комбинацией ди поль + квадруполь. Как и другие СР звезды магнитные звезды имеют в спектрах аномально усиленные или ослабленные (например, линии He i) ли нии некоторых химических элементов. Магнитные звезды расположены в центральной части ГП в диапазоне спектральных классов B5 - F5 (4 - 1. масс Солнца;

15000 - 6500 K по эффективной температуре). Диапазон изме ренных магнитных полей в магнитных звездах очень велик и составляет - 20000 гаусс для продольного поля и 1250 - 34000 гаусс для поверхностного поля. У подавляющего числа магнитных звезд напряженность поля перио дически меняется, причем эти изменения сопровождаются, как правило, из менением с тем же периодом интенсивности линий аномальных элементов в фазе или в противофазе с магнитным полем. Переменность магнитного поля и интенсивности линий объясняются в рамках модели наклонного ротатора, согласно которой ось магнитного поля наклонена под произвольным углом к оси вращения звезды, а неоднородное распределение химических элементов по поверхности определяется магнитной геометрией. При вращении такой звезды наблюдатель видит разные проекции дипольного поля и связанных с ним неоднородностей химического состава. Предполагается, что пятнистая структура поверхности магнитных пекулярных звезд связана с магнитным полем (см., например, Lftinger et al., 2010).

u Ввиду того, что по общим характеристикам – температуре, массе, све тимости, профилям водородных линий, Ар звезды не отличаются от нор мальных звезд ГП, предполагается, что наблюдаемые аномалии химическо го состава Ар звезд относятся не ко всей звезде, а только к самым поверх ностным слоям - звездной атмосфере, которая составляет 4104 радиуса звезды. Для объяснения химии Ap звезд Michaud (1970) рассмотрел процесс создания химических аномалий в звездных атмосферах, устойчивых по от ношению к турбулентным движениям, в котором происходит диффузия эле мента под совокупным действием гравитационного осаждения и радиацион ного ускорения. В зависимости от преобладания одного из процессов химиче ский элемент может ’тонуть’ вглубь со дна конвективной зоны (наилучший пример – гелий) или всплывать и накапливаться в атмосфере. Конвективная зона (например, зона HII), выполняет роль резервуара, обеспечивающего на копление элемента в верхних радиационных слоях атмосферы. Michaud et al. (1976) рассчитали диффузию химических элементов в оболочках звезд с массами от одной до пяти солнечных масс. Под оболочками здесь под разумеваются слои от фотосферы и глубже. Эти первые приблизительные расчеты показали, что некоторые элементы, Мg, Ca, должны иметь дефицит содержания в звездах с 1.2 – 2.0 M, тогда как элементы железного пика должны наблюдаться в избытке, начиная с массы 1.4 M, что соответствует эффективной температуре 6500 K. Интересно, что само железо должно на блюдаться в дефиците вплоть до Te =9000 К. Чтобы правильно рассчитать конечное распределение по глубине в атмосфере звезды необходимо учи тывать детальную структуру атомов каждого элемента в первых стадиях ионизации и решать уравнение переноса для большого количества частот.

Такие расчеты были проведены Бабелем (Babel, 1992) для элементов Ca, Ti, Cr, Mn, Sr для температуры 8500 К, и впервые было показано, что в ат мосфере звезды диффузия приводит к резким градиентам в распределении содержания элементов. В первом приближении это распределение можно представить ступенчатой функцией со скачком на глубине верхней границы конвективной зоны HII, которая по критерию Шварцшильда соответствует log 5000 0.6. Точность спектральных наблюдений того времени не позво лила детально исследовать химическое строение атмосфер Ар звезд, чтобы подтвердить или опровергнуть теорию диффузионного разделения элемен тов. Необходимость детального исследования строения атмосфер Ар звезд стало особенно важным после открытия нерадиальных пульсаций Ар звезд (Kurtz, 1978). Пульсации были открыты по фотометрическим наблюдениям, но затем были подтверждены по изменению лучевых скоростей (RV) линий (Kanaan & Hatzes, 1998;

Malahushenko et al., 1998). Исследование отдель ных линий показало, что переменность RV имеет избирательный характер (Саванов и др., 1999;

Kochukhov & Ryabchikova, 2001), что безусловно отра жает особенности химического строения атмосфер пульсирующих Ap (roAp - rapidly oscillating Ap) звезд.

Цели и задачи диссертационной работы Основной задачей диссертации является детальное исследование химиче ской структуры атмосфер магнитных пекулярных звезд и построение моде ли, адекватно объясняющей наблюдаемые спектральные особенности этих звезд: профили спектральных линий, аномалии химического состава, рас пределение энергии в спектрах, пульсационные характеристики спектраль ных линий. Такое исследование, основанное на современной спектроскопии высокого разрешения, возможно только при наличии соответствующих по точности данных по атомным параметрам спектральных линий. Поэтому, сбор, классификация, критический анализ данных и создание на этой осно ве базы данных атомных параметров спектральных линий VALD, являются существенной частью диссертации.

Научная новизна работы В ходе выполнения диссертации впервые было получено несколько важных результатов:

• Предложена новая классификация уровней энергии двукратно ионизованного атома Nd, что позволило существенно увеличить ко личество линий этого важного для анализа спектров Ap и roAp звезд элемента.

• Получены эмпирические вероятности переходов линий Ga ii, включен ные в базу данных VALD.

• Получено наблюдательное подтверждение диффузионного разделения элементов в атмосферах Ap звезд как по анализу усредненного содер жания элементов, так и по анализу профилей индивидуальных линий (стратификация химических элементов в атмосфере).

• Обнаружена и исследована температурная зависимость наблюдаемой аномалии редкоземельных элементов (REE-аномалия), определяющая эмпирическое положение верхней границы полосы неустойчивости пульсирующих Ap (roAp) звезд. REE-аномалия есть разность меж ду содержаниями редкоземельных элементов, полученных отдельно по линиям первых и вторых ионов.

• Для Ар звезд предложено объяснение наблюдаемых аномалий профи лей линий инфракрасного триплета Ca ii как результат дифференци ального разделения изотопов Са в атмосфере, вызванного, вероятно, совместным действием радиационной диффузии и светоиндуципрван ного дрейфа.

• Предложена модель распределения редкоземельных элементов в виде слоя высокой концентрации в верхних слоях атмосферы звезды выше lg 5000 = 3, объясняющая наблюдаемые REE-аномалии. Такое рас пределение подтверждается расчетами при учете отклонения от тер модинамического равновесия.

• Построена модель распределения химических элементов в атмосфере roAp звезд, объясняющая наблюдаемые характеристики пульсацион ной волны.

Основные результаты, выносимые на защиту 1. Создание информативной части Венской базы атомных параметров спектральных линий VALD.

2. Отождествление и классификация линий Nd iii в спектрах Ар-звезд и определение сил осцилляторов линий Ga ii.

3. Исследование температурной зависимости содержаний Fe и Cr в атмо сферах магнитных пекулярных звезд и объяснение этой зависимости в рамках диффузионной теории.

4. Результаты комплексного исследования PrNd-аномалий в Ар и roAp звездах;

предсказание и обнаружение пульсаций в атмосферах звезд по наблюдаемым PrNd-аномалиям.

5. Обнаружение резких высотных градиентов в содержаниях элементов от Si до Zr со значительными концентрациами этих элементов в глубо ких слоях атмосферы;

исследование стратификации Ca в Ap-Bp звез дах и модель стратификационного разделения изотопов Ca в их атмо сферах.

6. Эффективный тест, основанный на неравновесной ионизации, для про верки нашей гипотезы формирования линий редкоземельных элемен тов Pr и Nd во внешних слоях атмосферы.

7. Определение пульсационных характеристик индивидуальных линий в атмосфере roAp звезды HD 24712 и модель распространения пульса ционной волны.

Научная и практическая ценность работы Научная и практическая значимость исследований определяется тем, что все основные результаты используются в научных и прикладных работах как в нашей стране, так и за рубежом. Особенно это относится к базе дан ных VALD, которой регулярно пользуются более 1700 спектроскопистов из стран. В некоторых университетах США VALD включен в программу прак тических занятий по спектральному анализу. Протестированы различные программы детального анализа звездных атмосфер, такие как LLmodels, SYNTH3 WIDTHmf, BINMAG ddaFIT, необходимые для исследования спектров звезд с высоким спектральным разрешением, получаемых с современны ми спектральными приборами. Методы стратификационного анализа актив но используются в ряде астрономических учреждений России, например, в САО РАН (Семенко и др., 2008a,b;

Титаренко и др., 2012). Результаты ана лиза стратификации химических элементов в атмосферах Ap звезд, прове денного на основе спектров высокого разрешения с использованием самых современных методов спектрального анализа, являются необходимым эле ментом как для развития и усовершенствования теоретических расчетов, так и для улучшения методов анализа наблюдений.

Модель слоистой структуры атмосфер Ap звезд с концентрацией эле ментов группы железа и редкоземельных элементов в разных слоях атмо сферы звезды, впервые предложенная нами в 2002 и детально разработанная в настоящей диссертации, является основной моделью при эксперименталь ных и теоретических исследованиях пульсаций в атмосферах roAp звезд.

Общая цитируемость представленных к защите работ превышает 1000.

Публикации по теме диссертации Основные результаты диссертационной работы опубликованы в следующих работах:

1. Shulyak D., Ryabchikova T., and Kochukhov, O. "Fundamental parameters of bright Ap stars from wide-range energy distributions and advanced atmospheric models". Astron. Astrophys. 551, A14, 10 pp.

(2013) 2. Alentiev, D., Kochukhov, O., Ryabchikova, T., Cunha, M., Tsymbal, V., Weiss, W. "Discovery of the longest period rapidly oscillating Ap star HD 177765". MNRAS 421, L82-L86 (2012) 3. Fossati L., Ryabchikova T., Shulyak D. V., Haswell C. A., Elmasli A., Pandey C. P., Barnes T. G., and Zwintz K. "The accuracy of stellar atmospheric parameter determinations: a case study with HD 32115 and HD 37594". MNRAS 417, 495-507 (2011) 4. Ryabchikova T., Leblanc F., and Shulyak, D. "Modelling the Atmospheres of Peculiar Magnetic Stars". In Magnetic Stars, Proc. Int. Conf, eds. I.I Romanuyk and D.O.Kudryavtsev, 69-80 (2011) 5. Shulyak D., Ryabchikova T., Kildiyarova R., and Kochukhov O. "Realistic model atmosphere and revised abundances of the coolest Ap star HD 101065". Astron. Astrophys. 520, A88, 12 pp. (2010) 6. Saio H., Ryabchikova T., and Sachkov M. "Pulsations in the atmosphere of the roAp star HD24712 - II. Theoretical models". MNRAS 403, 1729- (2010) 7. Ryabchikova T., Fossati L., and Shulyak D. "Improved fundamental parameters and LTE abundances of the CoRoT solar-type pulsator HD 49933". Astron. Astrophys. 506, 203-211 (2009) 8. Fossati L., Ryabchikova T., Bagnulo S., Alecian E., Grunhut J., Kochukhov O., and Wade G. "The chemical abundance analysis of normal early A and late B-type stars". Astron. Astrophys. 503, 945-962 (2009) 9. Shulyak D., Ryabchikova T., Mashonkina L., and Kochukhov O.

"Model atmospheres of chemically peculiar stars. Self-consistent empirical stratied model of HD 24712". Astron. Astrophys. 499, 879-890 (2009) 10. Kochukhov O., Shulyak D., and Ryabchikova T. "A self-consistent empirical model atmosphere, abundance and stratication analysis of the benchmark roAp star Circini". Astron. Astrophys. 499, 851-863 (2009) 11. Mashonkina L., Ryabchikova T., Ryabtsev A., and Kildiyarova R. "Non LTE line formation for Pr II and Pr III in A and Ap stars". Astron.

Astrophys. 495, 297-311 (2009) 12. Kochukhov, O. Bagnulo S., Lo Curto G., and Ryabchikova T. "Discovery of very low amplitude 9-minute multiperiodic pulsations in the magnetic Ap star HD 75445". Astron. Astrophys. 493, L45-L48 (2009) 13. Ryabchikova T. "Abundance structure of the atmospheres of magnetic CP stars". Contr. Astron. Obs. Skalnat Pleso 38, 257-266. (2008) e 14. Ryabchikova T., Kochukhov O., and Bagnulo S. "Isotopic anomaly and stratication of Ca in magnetic Ap stars". Astron. Astrophys. 480, 811- (2008) 15. Kochukhov O., Ryabchikova T., Bagnulo S., and Lo Curto G. "The discovery of high-amplitude, 10.9-minute oscillations in the cool magnetic Ap star HD 115226". Astron. Astrophys. 479, L29-L32 (2008) 16. Ryabchikova, T. Kildiyarova, R., Piskunov, N., Heiter, U., Fossati, L., & Weiss, W. W. "A comparative analysis of the laboratory and theoretical transition probabilities of the Fe-peak elements for a new release of VALD".

J. Phys. Conf. Ser. 130, id.012017, 7 pp. (2008) 17. Ryabchikova T., Sachkov M., Weiss W. W., Kallinger T., Kochukhov O., Bagnulo S., Ilyin I., Landstreet J. D., Leone F., Lo Curto G., Lftinger u T., Lyashko D., and Magazz` A. "Pulsation in the atmosphere of the u roAp star HD 24712. I. Spectroscopic observations and radial velocity measurements". Astron. Astrophys. 462, 1103-1112 ( 18. Kochukhov O., Tsymbal V., Ryabchikova T., Makaganyk V. and Bagnulo S. "Chemical stratication in the atmosphere of Ap star HD 133792".

Astron. Astrophys. 460, 831-842 (2006) 19. Ryabchikova T., Ryabtsev A., Kochukhov O., and Bagnulo S. "Rare-earth elements in the atmosphere of the magnetic chemically peculiar star HD 144897. New classication of the Nd III spectrum". Astron. Astrophys.

456, 329-338 (2006) 20. Ryabchikova T., Kochukhov, O., Kudryavtsev, D., Romanyuk, I., Semenko, E., Bagnulo, S., Lo Curto, G., North, P., and Sachkov, M."HD 178892 - a cool Ap star with extremely strong magnetic eld"2006, Astron. Astrophys.

445, L47-L50 (2006) 21. Mashonkina L., Ryabchikova T., and Ryabtsev A. "NLTE ionization equilibrium of Nd II and Nd III in cool A and Ap stars". Astron. Astrophys.

441, 309-318 (2005) 22. Ryabchikova T., Leone F., and Kochukhov O. "Abundances and chemical stratication analysis in the atmosphere of Cr-type Ap star HD 204411".

Astron. Astrophys. 438, 973-985 (2005) 23. Рябчикова Т. А. "Температурное поведение содержания химических элементов в атмосферах магнитных пекулярных звезд". Письма в Аст рон. ж. 31, 437-446 (2005) 24. Глаголевский Ю. В., Рябчикова Т. А., Чунтонов Г. А. "Магнитное поле и химический состав пекулярной звезды HD 10221". Письма в Астрон.

ж. 31, 363-371 (2005) 25. Shulyak D., Tsymbal V., Ryabchikova T., Sttz C., and Weiss W. W.

u "Line-by-line opacity stellar model atmospheres". Astron. Astrophys. 428, 993-1000 (2004) 26. Ryabchikova T., Nesvacil N., Weiss W. W., Kochukhov O., and Sttz C.

u "The spectroscopic signature of roAp stars". Astron. Astrophys. 423, 705 715 (2004) 27. Ryabchikova T., Wade G. A., and LeBlanc F. "Observational Evidence for the Stratication of Chemical Abundances in Stellar Atmospheres". In Proc. IAU Symposium 210, eds. Piskunov, N., Weiss, W. W., and Gray, D. F., pp.301-312 (2003) 28. Ryabchikova T., Piskunov N., Kochukhov O., Tsymbal V., Mittermayer P., and Weiss W. W. "Abundance stratication and pulsation in the atmosphere of the roAp star Equulei". Astron. Astrophys. 384, 545- (2002) 29. Kochukhov O., and Ryabchikova T. "Time-resolved spectroscopy of the roAp star Equ". Astron. Astrophys. 374, 615-628 (2001) 30. Рябчикова Т. А., Саванов И. С., Маланушенко В. П., Кудрявцев Д. О.

"Исследование редкоземельных элементов в атмосферах химически пекулярных звезд. Линии Pr III и Nd III". Астрон. ж. 78, 444-451 (2001) 31. Cowley C. R., Ryabchikova T., Kupka F., Bord D. J., Mathys G., and Bidelman W. P. "Abundances in Przybylski’s star". MNRAS 317, 299 309 (2000) 32. Ryabchikova T. A., Savanov I. S., Hatzes A. P., Weiss W. W., and Handler G. "Abundance analyses of roAp stars. VI. 10 Aql and HD 122970". Astron.

Astrophys. 357, 981-987 (2000) 33. Gelbmann M., Ryabchikova T., Weiss W. W., Piskunov N., Kupka F., and Mathys G. "Abundance analysis of roAp stars. V. HD 166473". Astron.

Astrophys. 356, 200-208 (2000) 34. Саванов И. С., Маланушенко В. П., and Рябчикова Т. А. "Изменения лучевых скоростей в пульсирующих Ар звездах. Линии Pr III и Nd III в спектре Equ". Письма в Астрон. ж. 25, 916-923 (1999) 35. Ryabchikova T. A., Piskunov N. E., Stempels H. C., Kupka F., and Weiss W. W. "The Vienna Atomic Line Data Base - a Status Report". Physica Scripta T83, 162-173 (1999) 36. Kupka F., Piskunov N., Ryabchikova T. A., Stempels H. C., and Weiss W. W. "VALD-2: Progress of the Vienna Atomic Line Data Base". Astron.

Astrophys. Suppl. Ser. 138, 119-133 (1999) 37. Ryabchikova T., Piskunov N., Savanov I., Kupka F., and Malanushenko V.

"Eu III identication and Eu abundance in CP stars". Astron. Astrophys.

343, 229-236 (1999) 38. Ryabchikova T. A., Landstreet J. D., Gelbmann M. J., Bolgova G. T., Tsymbal V. V., and Weiss W. W. "Abundance analysis of roAp stars. IV.

HD24712". Astron. Astrophys. 327, 1137-1146 (1997) 39. Ryabchikova T. A., Adelman S. J., Weiss W. W., and Kuschnig R.

"Abundance analysis of roAp stars. III. Equulei". Astron. Astrophys.

322, 234-241 (1997) 40. Саванов И. С., Рябчикова Т. А., Давыдова Е. С. "Исследование атмо сфер SrCrEu звезд 17 Com A и 21 Com скопления Волосы Вероники".

Письма в Астрон. ж. 22, 910-916 (1996) 41. Kupka F., Ryabchikova T. A., Weiss W. W., Kuschnig R., Rogl J., and Mathys G. "Abundance analysis of roAp stars. I. Circini. Astron.

Astrophys. 308, 886-894 (1996) 42. Piskunov N. E., Kupka F., Ryabchikova T. A., Weiss W. W., and Jeery C. S. "VALD: The Vienna Atomic Line Data Base". Astron. Astrophys.

Suppl. Ser. 112, 525-535 (1995) 43. Рябчикова Т. А., Смирнов Ю. М. "Силы осцилляторов линий Ga II в видимой области спектра и содержание галлия в атмосфере HgMn звезды Cancri". Астрон. ж. 71, 83-87 (1994) Личный вклад автора в совместные работы Личный вклад автора диссертации состоит в создании и поддержке инфор мационной части базы данных VALD, широко используемой астроспектро скопистами во всем мире. Диссертант участвовала в тестировании всех про грамм для анализа спектров звезд, использованных в диссертации. Во всех публикациях, выполненных в соавторстве, анализ химического состава и проведенный комплексный стратификационный анализ атмосфер Ар звезд выполнен лично диссертантом. Идея концентрации редкоземельных элемен тов в верхних слоях атмосфер roAp звезд принадлежит соискателю и под тверждена неЛТР-расчетами, для которых соискателем был предоставлен наблюдательный материал и данные об атомных параметрах линий (11, 21).

На основании стратификационного исследования атмосфер диссертантом была предложена модель распространения пульсационной волны в слоистой атмосфере магнитных пекулярных звезд, которая объясняет наблюдаемые пульсационные характеристики подавляющего большинства roAр звезд. В теоретическом моделировании пульсаций в HD 24712 (6) выбор модели был основан на распределении наблюдаемых пульсационных характеристик в атмоcфере этой звезды, полученном диссертантом.

Апробация результатов Все основные результаты и положения, выносимые на защиту, достаточно обоснованы в диссертации и положенных в ее основу публикациях. Резуль таты работы докладывались и обсуждались на следующих семинарах и кон ференциях:

1. астрофизические семинары Института астрономии РАН 2. астрофизические семинары Института астрономии Венского Универ ситета 3. астрофизические семинары в Индийском институте астрофизики (Бангалор) и Aryabhatta Research Institute of Observational Sciences (Найнитал) 4. международная конференция ”M.A.S.S.;

Model Atmospheres and Spectrum Synthesis” 5th Vienna workshop, 1996, Вена, Австрия 5. международная конференция ”Stellar Magnetic Fields”, 13-18 мая 1996, САО РАН, Нижний Архыз, РФ 6. коллоквиум "International Cooperation in Dissemenation of the Astronomical Data”, 2 - 9 июля 1996, С-Петербург, РФ 7. 6-й международный коллоквиум ”Atomic Spectra and Oscillator Strengths” (ASOS 6), 9 - 13 августа 1998, Виктория, Канада (пригла шенный доклад) 8. международная конференция ”Magnetic Fields of Chemically Peculiar and Related Stars”, 23-27 сентября 1999, САО РАН, Нижний Архыз, РФ 9. XII National Conference of Yugoslav Astronomers and International Workshop on the Development of Astronomical Databases, 19-21 нояб ря 1999, Белград, Югославия 10. международная конференция ”Magnetic Fields in O, B and A Stars:

Origin and Connection to Pulsation, Rotation and Mass Loss”, 27 ноября - 1 декабря 2002, Ммабато, ЮАР (приглашенный доклад) 11. cимпозиум МАС No.210 ”Modelling of Stellar Atmospheres”, 17-21 июля 2002, Уппсала, Швеция (приглашенный доклад) 12. ”IV Serbian Conference on Spectral Line Shapes”, 10-15 октября 2003, Аранделовач, Сербия (приглашенный доклад) 13. cимпозиум МАС No. 224 ”The A-Star Puzzle”, 8-13 июля 2004, Попрад, Словакия (приглашенный доклад) 14. международная конференция ”Element Stratication in Stars: 40 Years of Atomic Diusion”, 6 - 10 июня 2005, Герс, Франция (приглашенный доклад) 15. международная конференция ”Physics of Magnetic Stars”, 28-31 августа 2006, САО РАН, Нижний Архыз, РФ (приглашенный доклад) 16. Vienna Workshop on the Future of Asteroseismology, 20 - 22 сентября 2006, Вена, Австрия 17. CP#AP Workshop of the European Working Group on CP Stars, 10- сентября 2007, Вена, Австрия (приглашенный доклад) 18. 9-й международный коллоквиум ”Atomic Spectra and Oscillator Strengths” (ASOS 9), 7-10 августа 2007, Лунд, Швеция 19. всероссийская конференция ”Ультрафиолетовая Вселенная-2008”, 19 20 мая 2008, Москва, РФ (приглашенный доклад) 20. XIX конференция по Фундаментальной Атомной Спектроскопии, 22- июня 2009, Архангельск-Соловки, 21. объединенная дискуссия JD4 ”Progress in Understanding of the Physics of Ap and Related Stars” в рамках Генеральной Ассамблеи МАС, 3- августа 2009, Рио де Жанейро, Бразилия (приглашенный доклад) 22. международная конференция ”Ультрафиолетовая Вселенная-2010”, мая - 4 июня 2010, Санкт-Петербург, РФ (приглашенный доклад) 23. международная конференция ”Magnetic Stars”, 27 августа - 1 сентября 2010, САО РАН, Нижний Архыз, РФ (приглашенный доклад) 24. совещание рабочей группы ”Звездные атмосферы”, 7-10 октября 2010, Казань, РФ (устный доклад) 25. Interdisciplinary Workshop on Plasma Physics, 6-7 мая 2011, Мадрид, Испания (приглашенный доклад) 26. 41-я ежегодная студенческая научная конференция ”Физика Космоса”, Уральский Федеральный университет, 2012 (приглашенный доклад) 27. совещание рабочей группы ”Звездные атмосферы”, 11-14 июня 2012, КрАО, Крым, Украина (устный доклад) 28. международная конференция ”Putting A Stars into Context: Evolution, Environment, and Related Stars”, 3-7 июня 2013, Москва, РФ (пригла шенный доклад) 29. 11-й международный коллоквиум ”Atomic Spectra and Oscillator Strengths” (ASOS 11), 5-9 августа 2013, Монс, Бельгия (приглашенный доклад) Структура и объем работы Диссертация состоит из Введения, четырех глав, трех приложений, Заклю чения и списка литературы. Объем работы составляет 190 страниц и содер жит 61 рисунок и 21 таблицy. Список цитируемой литературы включает наименований.

СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Введение содержит краткий основных характеристик химически пе кулярных звезд. Показана актуальность работы, сделана постановка задачи и представлены основные характеристики диссертации.

Первая глава посвящена описанию Венской базы атомных парамет ров спектральных линий VALD, одним из разработчиков которой является ав тор диссертации. На этих данных базируется практически вся современная астроспектроскопия. Показано, какие параметры линий и с какой точностью необходимо иметь для адекватного анализа атмосфер химически пекуляр ных магнитных звезд. Дано описание основных программ анализа звездных атмосфер, использующих данные из базы VALD: расчет моделей атмосфер с учетом индивидуального химического состава и стратификации элементов;

определение химического состава по эквивалентным ширинам линий;

рас чет синтетического спектра в атмосферах немагнитных и магнитных звезд;

анализ химической стратификации. Показана роль магнитных пекулярных звезд как природных лабораторий для уточнения расчетных и измеренных экспериментально параметров спектральных линий тяжелых элементов: Ga, редкоземельных элементов La–Lu (REE ). Представлены результаты клас сификации спектра Nd iii и определения сил осцилляторов линий Nd iii и Ga ii, включенных в VALD.

Во Второй главе представлены детали наблюдений и обработки спек тров 28 магнитных пекулярных (Ap) звезд и 5 нормальных звезд сравнения, для которых исследовался химический состав. Дано описание определения основных параметров атмосферы: эффективной температуры Te, ускоре ния силы тяжести log g, проекции скорости вращения ve sin i, усредненного по поверхности звезды модуля вектора магнитного поля B. Проведен ана лиз ошибок определения параметров, а также ошибок определения содержа ний элементов при различных аппроксимациях эффекта магнитного поля на интенсивность спектральных линий. По найденным параметрам для каждой звезды вычислялась модель атмосферы и определялся ее химический состав в предположении химически однородной атмосферы. Из литературы были выбраны данные по химическому составу еще для 50 нормальных и 24 Ap звезд в интервале эффективных температур 6000 – 15000 K. Критерием от бора служила однородность методики определения химического состава, а также небольшая скорость вращения ve sin i 50 км с1. Проведен анализ совокупности результатов определения содержания элементов Si, Ca, Cr, Fe в атмосферах пекулярных и нормальных звезд в широком диапазоне эф фективных температур. Выборка именно этих элементов определялась тем фактом, что их линии наблюдаются в спектрах всех звезд программы. Кро ме того, для этих элементов проведены наиболее детальные расчеты диф фузионного процесса, благодаря хорошим атомным данным для нескольких стадий ионизации, что очень важно для сравнения результатов наблюдений с предсказаниями теории диффузии. Из редкоземельных элементов были детально проанализированы Pr и Nd, поскольку линии этих элементов яв ляются индикаторами пульсаций в атмосферах холодной части Ар звезд, которые получили название roAp (rapidly oscillating) звезды. 20 из 28 ис следованных в диссертации звезд являются roAp звездами. Для Ap звезд обнаружена сильная корреляции содержания элементов Cr и Fe с температу рой. В интервале 6400–9500 K содержание Cr растет от солнечных значений до избытков на 3 порядка ([Cr/H]=+3);

с дальнейшим ростом температу ры содержание падает до величин [Cr/H]+1. Содержание Fe начинается с дефицита приблизительно на порядок при Te =6400 K и растет до зна чениий [Fe/H]+1.5 при Te =9500 K. С дальнейшим ростом температуры содержание Fe остаётся почти на постоянном уровне, но разброс увеличи вается (Рис. 1). Наблюдаемые аномалии Cr и Fe и их тенденция с ростом температуры до 9500 K хорошо согласуется с предсказаниями теории диф 3 2. 3.5 3. 4.5 log(Cr/Ntot) log(Fe/Ntot) 5 4. 5.5 5. ApBp stars Normal stars 6.5 6 Diffusion model predictions 7 6. 6000 8000 10000 12000 14000 16000 6000 8000 10000 12000 14000 Teff, K Teff, K Рис. 1. Распределение содержаний Cr (левая панель) и Fe (правая панель) с температурой в звездах ГП спектрального класса А и В. Ap звезды обозначены черными сплошными кружка ми, нормальные звезды – звездочками. Красные открытые квадраты показывают усредненное содержание элемента в теоретических самосогласованных диффузионных моделях звездных атмосфер.

3 Praseodymium Neodymium 2.5 2. roAp stars roAp stars 2 noroAp noroAp log(REE III REE II) log(REE III REE II) 1.5 1. 1 0.5 0. 0 0.5 0. 1 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000 9500 10000 10500 11000 11500 6000 6500 7000 7500 8000 8500 9000 9500 10000 10500 11000 Teff, K Teff, K Рис. 2. Наблюдаемые аномалии Pr (левая панель) и Nd (правая панель). roAp обозначены черными заполненными кружками, непульсирующие звезды - красными открытыми кружками.

фузионного разделения элементов под совместным действием радиационно го ускорения и гравитационного осаждения, впервые предложенного Мишо (Michaud, 1970) для объяснения аномалий химического состава пекулярных звезд (открытые квадраты на Рис. 1). Однако, при более высоких температу рах максимальное равновесное содержание Cr, которое способна поддержи вать диффузия, гораздо выше, чем наблюдаемые аномалии. Наблюдаемое содержание Cr начинает уменьшаться с дальнейшим ростом температуры, тогда как в диффузионных моделях оно остается постоянным;

эта величина определяется граничными условиями на максимум и минимум содержания при расчетах. Такие же проблемы возникают и у других элементов желез ного пика, солнечное обилие которых на 2–4 порядка ниже, чем содержание железа.

Исследование редкоземельных элементов (REE) показало, что y хо лодных звезд, относящихся к группе пульсирующих магнитных пекуляр ных звезд (roAp), наблюдается большое различие в содержаниях, опреде ленных отдельно по линиям первых и вторых ионов ( REE-аномалии). Это различие составляет 1.5 - 2 порядка и не может быть объяснено ошибка ми в определении параметров атмосферы. Подробно REE-аномалии были исследованы для элементов Pr и Nd, и было показано, что PrNd-аномалии отличают группу roAp от непульсирующих Ар звезд, у которых аномалии, если и наблюдаются, то не превышают одного порядка (Рис. 2). По наблю даемым PrNd-аномалиям предсказаны пульсации в атмосферах нескольких звезд, найденные впоследствии по спектральным наблюдениям у одной из них, HD 75445.

В Третьей главе представлены результаты анализа распределений химических элементов Si, Ca, Cr, Fe, Pr, Nd по глубине атмосферы по на блюдаемым профилям спектральных линий для выборки Ар-звезд в диапа зоне эффективных температур 7200 –12000 К. Исследования проводились, в основном, по программе ddaFIT, в которой распределение элемента по глубине аппроксимируется ступенчатой функцией и в качестве решения по лучаются 4 параметра: содержание элемента в верхних слоях атмосферы, 2 2 3 3 Mg Si Ca 4 4 log(X/Ntot) 5 5 6 6 7 7 8 8 9 9 10 10 6 4 2 0 6 4 2 0 6 4 2 2 2 3 3 Cr Fe Sr 4 4 log(X/Ntot) 5 5 6 6 7 7 8 8 9 9 10 10 6 4 2 0 6 4 2 0 6 4 2 log 5000 log 5000 log Рис. 3. Распределение химических элементов Mg, Si, Ca, Cr, Fe, Sr в атмосфере Equ (черная сплошная линия). Синими точками показано распределение, полученное методом проб и оши бок. Красная штриховая линия показывает теоретическое распределение, полученное в ходе самосогласованных диффузионных расчетов с параметрами Te =7550 K, log g=4.0.

в нижних слоях атмосферы, положение скачка содержания в атмосфере и ширина переходной зоны между содержаниями в верхних и нижних слоях атмосферы звезды. На Рис. 3 показано распределение нескольких элементов в атмосфере одной из исследованных звезд, Equ: Te =7550 K, log g=4.0.

На этом же рисунке показано сравнение распределений с теоретическими, рассчитанными по диффузионной теории. Для всех элементов скачки в со держании, полученные из наблюдений, расположены выше в атмосфере, чем скачки, полученные из теоретических расчетов. Такое различие полу чается практически всегда для звезд с Te 10000 K, если удается провести сравнение наблюдаемых распределений с диффузионными расчетами. Вооб 1.1 1.1 1. Nd II 5176.78 Nd II 5314.55 Nd II 5319. 1 1 Normalized flux 0.9 0.9 0. 0.8 0.8 0. 0.7 0.7 0. 0.6 0.6 0. 0.5 0.5 0. 5176.6 5176.8 5177 5314.2 5314.4 5314.6 5314.8 5319.6 5319.8 o Wavelength, A 1.1 1.1 1. Nd III 5410.13 Nd III 6690. Nd III 6145. 1 1 Normalized flux 0.9 0.9 0. 0.8 0.8 0. 0.7 0.7 0. 0.6 0.6 0. 0.5 0.5 0. 5409.8 5410 5410.2 6144.8 6145 6145.2 6690.6 6690.8 o o o Wavelength, A Wavelength, A Wavelength, A Рис. 4. Левая часть: Распределение Nd в атмосферах звезд с 7700g42 (сплошная линия) и с 7250g43 (штриховая линия).

Правая часть: Сравнение наблюдаемых (заполненные кружки) и теоретических профилей ли ний Nd ii- iii в спектре roAp звезды HD 24712 (7250g43). Штриховыми линиями показаны рас четы со стратификацией Nd в приближении ЛТР, синей сплошной линией показаны неЛТР расчеты.

ще говоря, скачок в содержании означает резкое изменение радиационного ускорения, что, вероятно, происходит, в зоне ионизации элемента. Сравне ние наблюдений с теорией безусловно необходимый шаг как для развития и усовершенствования теоретических расчетов, так и для улучшения мето дов анализа наблюдений. Детальный анализ профилей спектральных линий подтверждает наличие в атмосферах магнитных пекулярных звезд гради ентов содержания ряда химических элементов, в первую очередь элементов железного пика и Si, с преимущественной концентрацией в глубоких слоях вблизи фотосферы.

Проведен неЛТР- анализ образования линий Pr и Nd и показано, что в PrNd-аномалии, наблюдаемые в roAp звездах, могут быть объяснены, ес ли эти элементы сконцентрированы в верхних слоях атмосфер Ap-звезд (Рис. 4).

Для 23 звезд с температурами 6700 - 11500 К и магнитными полями 1 - 16.3 кГ была определена стратификация Ca в их атмосферах и иссле дована линия Ca ii 8498 из инфракрасного триплета Ca ii, показывающая смещение положения ядра из-за значительного вклада тяжелого изотопа Ca, который в стандартной солнечной смеси шести изотопов Ca с массами ядер 40, 42, 43, 44, 46, 48 составляет только 0.19 % Получена эмпириче ская модель дифференциального распределения изотопов Са в атмосферах Ар-звезд. В результате проведенных исследований можно сделать несколько заключений:

• По спектрам звезд более высокого качества подтвержден вывод Бабеля (Babel, 1994) о стратификации Ca в атмосферах магнитных Ap звезд с Te 10 000 K • Анализ профиля линии Ca ii 8498 в совокупности с общим страти A фикационным анализом показал привел к выводу о разделении легких и тяжелых изотопов в атмосферах Ap звезд • Оптическая глубина границы раздела изотопов в большой степени за висит от напряженности магнитного поля: чем сильнее поле, тем выше в атмосфере расположена граница. При напряженности поля B6 7 кГс разделение изотопов исчезает.

Предложено объяснение изотопного разделения Ca, как результата светоин дуцированного дрейфа изотопов. Причиной дрейфа является анизотропия поля излучения в пределах профиля слабой линии примесного изотопа 48 Ca, расположенного в крыле сильной линии основного изотопа Ca.

Результаты исследований, представленные в Третьей главе, позволя ют выдвинуть следующую модель химической структуры магнитных пеку лярных звезд: атмосфера носит слоистый характер (cake-like) с концентра цией разных групп элементов на разных оптических глубинах. Эта модель получила подтверждение при анализе пульсаций в roAp звездах.

В Четвертой главе представлены результаты атмосферно пульсационного моделирования roAp звезды HD 24712. Показано, что амплитуда и фаза пульсаций зависит от элемента/иона, по линиям которого проводятся измерения. (Рис. 5).

Upper atmosphere Tb 3 Pr 3 5299, 6. RV pulsation amplitude (km/s) Nd 3 5294, 6. Nd 2 5319, 4. Nd 3 5286, 4. Nd 2 6650, 4. H_alpha core, 4. Eu 2 H_beta core, 3. Ca 1 6163, 0. Ca 1 4226, 1. Ca 1 6162, 0. Ca 2 5021, 0. 0 0.5 1 1.5 2 2. Pulsation phase (main period 6.125 min) Рис. 5. Кривые лучевых скоростей отдельных линий в спектре HD 24712, полученные путем свертки c основным периодом пульсаций 6.125 мин. Справа обозначены глубины образования спектральных линий. Направление в верхние слои атмосферы обозначено стрелкой.

Проведен стратификационный анализ атмосферы HD 24712. Получен ное эмпирическое распределение элементов по глубине было использовано в итерационном расчете модели атмосферы по программе LLmodels. Рассчи таны глубины образования линий в химически стратифицированной атмо сфере и показано, что амплитуда и фаза пульсаций увеличивается в верх ние слои атмосферы. Предложенная модель распространения пульсацион ной волны в слоистой атмосфере магнитных пекулярных звезд объясня ет наблюдаемые пульсационные характеристики не только HD 24712, но и большинства других roAp-звезд. Теоретическое моделирование пульсаций в атмосфере HD 24712 подтверждает полученное нами из наблюдений распро странение пульсаций в виде бегущей наружу волны. Хотя представленная пульсационная модель адекватно описывает наблюдаемые пульсационные характеристики и частоты, ни одна из этих частот не возбуждается;

все мо ды являются затухающими. Общепринятым механизмом возбуждения аку стических колебаний в высоких обертонах, наблюдаемых в roAp звездах, является -механизм в зоне ионизации водорода. Очевидно, энергии это го механизма недостаточно для возбуждения сверхкритических частот в HD 24712. Такая же картина получается при моделировании некоторых дру гих холодных пульсирующих звезд. Необходимо искать новые механизмы возбуждения пульсаций в холодных roAp звездах.

Заключение подводит итог всей работы и содержит выводы диссер тации.

В Приложении № 1 приведены результаты определения химического состава в атмосферах 28 Ap и 5 нормальных звезд.

Приложение № 2 содержит три таблицы. В Tаблице А2.1 приведены атомные параметры спектральных линий, участвующие в стратификаци онном анализе атмосфер звезд программы. В Таблицах А2.2 и А2.3 даны параметры спектральных переходов Pr ii/Pr iii и Nd ii/Nd iii, используемые в неЛТР-анализе.

В Приложении № 3 представлены результаты измерений лучевых скоростей и пульсационного анализа линий в спектре HD 24712.

В настоящее время разработаны методы анализа распределения маг нитного поля и химических элементов по поверхности Ap звезд - магнит ное доплеровское картирование (двумерный анализ), и методы исследования вертикальной стратификации (третье измерение). Распределение элементов по поверхности и стратификация иследуются отдельно. Для roAp звезды HD 24712 получен наблюдательный материал, который позволяет прове сти трехмерный анализ химического состава. Также планируется расширить список Ap звезд, для которых будет проведено детальное моделирование ат мосферы и пульсаций с учетом стратификации химических элементов.

Литература Babel J. "Magnetically conned wind on the Ap star 53 Camelopardalis?".

Astron. Astrophys. 258, 449 (1992).

Babel J. "Detection of calcium abundance stratication in Ap stars". Astron.

Astrophys. 283, 189 (1994).

Kanaan A. and Hatzes A. P. "Pulsations and Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. I. Analysis of gamma Equulei". Astrophys. J. 503, (1998) Kochukhov O., Ryabchikova T. "Time-resolved spectroscopy of the roAp star gamma Equ". "Pulsations and Radial Velocity Variations in Pulsating Ap Stars. Astron. Astrophys. 374, 615 (2001).

Kurtz D.W. "12.15 Minute Light Variations in Przybylski’s Star, HD 101065".

IBVS No.1436, 1 (1978) Lftinger T., Kochukhov O., Ryabchikova T., et al. "Magnetic Doppler imaging u of the roAp star HD 24712". Astron. Astrophys. 509, 71 (2010).

Malanushenko V., Savanov I., Ryabchikova T. "Rapid radial velocity variations in roAp star gamma Equ from lines of NdIII and PrIII". IBVS No.4650, (1998) Michaud G. "Diusion Processes in Peculiar A Stars". Astrophys. J. 160, (1970).

Michaud G., Charland I., Vauclair S., and Vauclair G. "Diusion in main sequence stars - Radiation forces, time scales, anomalies". Astrophys. J. 210, 447 (1976).

Романюк И.И., Кудрявцев Д.О. "Магнитные поля химически пекулярных звезд. 1. Каталог магнитных CP-звезд". Астрофиз. Бюлл. 63, 148 (2008).

Саванов И.С., Маланушенко В.П., Рябчикова Т.А. "Переменность лучевых скоростей пульсирующих Ар звезд. Линии Pr III и Nd III в спектре звезды Equ". Письма в Астрон. ж. 25, 916 (1999).

Семенко Е.А., Кудрявцев Д.О., Рябчикова Т.А. Романюк, И.И. "HD 45583 химически пекулярная звезда с необычной кривой переменности продоль ного магнитного поля". Астрофиз. Бюлл. 63, 136 (2008a).

Семенко Е.А., Сачков М.Е. Рябчикова Т.А. Кудрявцев Д.О., Пискунов Н.Е.

"Исследование химического состава и поиск нерадиальных пульсаций в атмосфере химически пекулярной звезды HD 115708". Письма в Астрон.

ж. 34, 455 (2008b).

Титаренко А.Р., Семенко Е.А., Рябчикова Т.А. "Химический состав и стра тификация химических элементов в атмосфере Ap-звезды HD 8441".

Письма в Астрон. ж. 38, 805 (2012).

Титаренко А.Р., Рябчикова Т.А., Кочухов О.П., Семенко Е.А. "Химический состав и эволюционный статус Ap-звезды HD 138633". Письма в Астрон.

ж. 39, 390 (2013).