Анотація до роботи:

Мішеніна Тамара Василівна. Хімічний склад F-, G-, K-зір як спостережний прояв еволюції зір та Галактики. – Рукопис.

Дисертація на здобуття наукового ступеня доктора фізико-математичних наук за фахом 01.03.02 – астрофізика, радіоастрономія. – Головна астрономічна обсерваторія НАН України, Київ, 2005.

Дисертація містить результати 44 наукових праць, у яких досліджуються фізичні, кінематичні та хімічні характеристики зір, що належать різним галактичним населенням. Вивчено причини пекулярності зір диска, таких як CN-strong та надметалевих SMR. Виявлено, що CN-strong зорі диска показують близький до середніх значень гігантів диска вміст елементів групи СNO та підвищене відносно сонячного відношення C/O. Показано, що надметалеві (SMR) зорі диска скоріше належать до молодого населення диска, ніж до підсистеми більш старого населення Галактики. Виявлені надлишки натрію та азоту у гігантів диска показують залежність від прискорення сили тяжіння, що може свідчити на користь термоядерного горіння водню у NeNa циклі. Досліджено хімічний вміст та особливості складу атмосфер зір с дефіцитом металів, що належать полю гало та кулястим скупченням. Залежність вмісту літію від металевості та Т_еф свідчить про наявність механізмів його вичерпання на протязі еволюційного часу Галактики. Спираючись на вивчення вмісту кисню у 38 зір-карликів гало, визначено підвищення вмісту кисню зі зменшенням металевості (середнє значення [O/Fe] = 0.71 ± 0.19 при [Fe/H] < -1). Вміст натрію [Na/Fe] у діапазоні металевості -3 < [Fe/H] < - 0.3 є близький до сонячного відношення, не виявлено помітного падіння його вмісту при -2 < [Fe/H] < - 1. Поширеність елементів у зір кулястих скупчень співпадає з їх поширеністю в зорях поля гало, за виключенням елементів C, O, Na, Mg, Al, які демонструють помітну дисперсію вмісту. Вказані основні джерела збагачення міжзоряного середовища такими елементами, як Li, C, O, Na, та елементами, що утворюються в процесах нейтронного захвату. Побудована модель галактичного збагачення міддю та цинком. Досліджено поширеність б–елементів і Ni у зорях тонкого і товстого дисків.

Отримані результати використовуються для дослідження еволюції зір і хімічної та динамічної еволюції Галактики.

Дисертаційна робота є підсумком дослідження фізичних, просторових та хімічних характеристик зір, що належать різним галактичним населенням. Основні результати дисертації:

1. Спектральний матеріал отриманий на ешеле-спектрографах 1-м і 6-м телескопів САО РАН (роздільна здатність 36000 і 25000 відповідно), а також на спектрографі ELODIE (роздільна здатність 42000) Обсерваторії Верхнього Провансу (Франція). Спектральні спостереження на ешеле-спектрографах 1-м і 6-м телескопів САО РАН отримані на замовлення і за особистою участю автора. Для даного дослідження спектральний матеріал для зір з дефіцитом металів, а також частина матеріалу для карликів і гігантів диска були узяті з бібліотеки спектрів ELODIE, для іншої частини (близько 100 зір) спектри були отримані на спектрографі ELODIE за спільним замовленням з французькою стороною.

2. Визначено основні параметри (Т_еф, lg g, V_t, [Fe/H]) і хімічний склад близько 450 зір спектральних класів F, G, K, M: 14 пекулярних гігантів диску, 2 об'єктів з ІЧ-надлишком (post-AGB), 15 карликів гало і 8 гігантів чотирьох кулястих скупчень М10, М12, М13 і М71, 9 субгігантів диска, 90 зір з дефіцитом металів, 1 подвійного субкарлика, 174 карликів і ранніх субгігантів диска, а також 190 гігантів диска.

3. Виявлено, що зорі диску з посиленими індексами CN-strong показують невеликі надлишки металевості; близький до середніх значень для гігантів диска вміст елементів групи CNO; підвищене відносно сонячного відношення C/O і відсутність надлишкового збагачення елементами r-, s-процесів. Отримані величини відношення C/O можуть свідчити на підтримку положень: а) що CN-strong зорі можуть бути маргінальними R зорями, але б) також можуть відбивати особливості хімічного складу дозоряної речовини, в) і (або) говорити про наявність відхилень від стандартної теорії еволюції. Для 11 CN-strong гігантів диска зберігається надлишковий вміст натрію, але при цьому не знайдено помітної залежності надлишку натрію від прискорення сили тяжіння (коефіцієнт кореляції = -0.33). Можливою причиною наявності аномалій вмісту натрію залишається як надходження у зовнішні шари зір-гігантів натрію, синтезованого в реакціях NeNa циклу, так і хімічний склад дозоряної речовини.

4. Визначено параметри атмосфер, маси і вміст 29 елементів в атмосферах 8 субгігантів (серед них 4 кандидати в SMR зорі). Зміна вмісту літію і вуглецю в досліджуваних зорях спостерігається при просуванні зорі уздовж гілки субгігантів. Поширеність інших елементів в атмосферах SMR зір у цілому узгоджується з поширеністю елементів у зорях тонкого диска і помітно відрізняється від вмістів елементів у зорях товстого диска. SMR зорі, ймовірно, є зорями тонкого диска, і значення їхньої металевості можуть розглядатися як верхня межа металевості диска. Картина збагачення міжзоряного середовища при металевостях [Fe/H] > 0 відрізняється від збагачення її при [Fe/H] ~0. Відносно сонячного складу вона характеризується дефіцитом кисню, надлишком натрію, збільшенням вмісту нікелю і зниженим вмістом елементів, що утворюються в процесах нейтронного захвату.

5. На прикладі дослідження 19 гігантів диска проведено аналіз виносу речовини в їхні атмосфери у результаті першого перемішування. Для досліджуваних зір визначені параметри атмосфер (T_еф, lg g, [Fe/H], V_t), маси і вміст 21 елемента. Проведено оцінку точності трьох методів визначення lg g за умовою іонізаційної рівноваги для атомів заліза, з використанням паралаксів (і мас) і підгонки крил лінії кальцію Ca I 616.217 нм. Вміст вуглецю, азоту і кисню визначено по розрахунках молекулярного синтетичного спектру, магнію і натрію у припущенні неЛТР і європію з детальним урахуванням надтонкої структури. Знайдено середні значення вмістів елементів групи CNO дефіцит вуглецю, надлишок азоту і "нормальний" вміст кисню, що свідчить про проходження реакцій CNO циклу горіння водню і наступне винесення переробленої речовини на поверхню. Виявлено невеликий надлишок натрію і залежність його вмісту від lg g. Подібна залежність виявлена і у випадку азоту. Залежність вмісту Na від lg g може свідчити на користь проходження реакцій горіння водню також у NeNa циклі, де вихід Nа залежить від маси і світності. Визначено хімічний склад атмосфер і променеві швидкості двох зір високої світності з великими інфрачервоними надлишками, вірогідними кандидатами в зорі, які знаходяться на фазі ПАГГ, що еволюціонують до стадії планетарної туманності. Знижений вміст металів, який виявлено для обох об’єктів; дефіцит вуглецю і надлишок натрію свідчать на користь об’єктів, що знаходяться на стадіях, що просунулись в еволюції.

6. Для 38 зір-карликів гало проведено визначення вмісту кисню в ЛТР і не-ЛТР наближеннях по лініях кисню [OI] 6300 Е і ІЧ-триплету (7770 Е). Середнє значення [O/Fe] дорівнює 0.61 ±0.21. Для зір у інтервалі металевостей -3< [Fe/H] <-1 середнє значення дорівнює 0.71 ± 0.19. Підтверджена наявність залежності вмісту кисню від металевості для зір гало й отримана емпірична залежність [O/Fe] = 0.37[Fe/H] + 0.047.

7. Досліджено 8 зір 4-х кулястих скупчень (М10, М12, М13, М 71). Поширеність літію, б-елементів, елементів залізного піку, міді, цинку й елементів, що утворюються в процесах нейтронного захвату, у досліджуваних зорях даних кулястих скупчень відповідає поширеності цих елементів у зорях гало відповідної металевості. Отримані нами вмісти легких елементів (O, Na, Mg, Al) для гігантів скупчення М13 і М10 (Na, Mg) з одного боку, і скупчення М71, з іншого, свідчать або про різну ефективність механізмів перемішування як у зорях скупчень різної металевості, так і в зорях гало при всіх металевостях, або про різні схеми збагачення легкими елементами дозоряної речовини в деяких кулястих скупченнях і в гало. Не виключається також можливість спільної дії згаданих механізмів.

8. Для 90 зір з дефіцитом металів визначено вміст Mg, Si, Ca, Sr, Y, Ba, La, Ce, Nd, Eu. Нами підтверджено, що основний внесок у збагачення МЗС елементами б-процесу при низьких металевостях вносять масивні наднові. Аналітичні і числові моделі досить добре описують залежність вмісту цих елементів від металевості. Аналіз вмісту елементів нейтронного захвату показує різку зміну вмісту барію при [Fe/H] = -2.5, що добре узгоджується з аналітичними моделями; числові передбачають таку зміну при [Fe/H] = -3. Ріст вмісту барію при [Fe/H] = -2.5 вказує на вік, у якому Галактика стає однорідною; числові моделі мають потребу в подальшому уточненні деяких параметрів для більш адекватного опису спостережних даних. Розкид у вмістах елементів Sr, Ba, Y, Ce при [Fe/H] < -2 не є наслідком помилок і може свідчити про ранній період існування Галактики, коли вона складалася з окремих фрагментів, що еволюціонують незалежно. Опис такого процесу вимагає розвитку стохастичних моделей раннього збагачення. Більший, у порівнянні з елементами б-процесу, розкид у вмісті n-елементів на металевостях [Fe/H] > -2 говорить про можливості різного походження зір (наприклад, з кулястих скупчень з різною власною еволюцією), або про різні шляхи збагачення n-елементами зір гало і товстого диска. З такими металевостями ми спостерігаємо і зорі гало, і зорі товстого диска. У цілому, збагачення міжзоряного середовища елементами n-процесу, ймовірніше всього, у ранні часи здійснювалося продуктами Наднових помірних мас, а в більш пізні часи однорідної галактики – вітром від зір АГГ різних мас.

9. Виконано аналіз вмісту легких елементів Li, C, O, Na, Al у 100 зорях з різною металевістю. Вмісти легких елементів змінюються у процесі власної еволюції зорі, і визначення їх в атмосферах субгігантів і гігантів може служити ключем до розуміння транспортних механізмів, процесів перемішування в атмосферах або більш глибоких шарах зір при переході зорі з Головної Послідовності в область гігантів. З іншого боку, вміст цих самих елементів у зорях ГП дозволяє визначити істинний шлях хімічної еволюції Галактики. У досліджуваних нами зорях отримані вмісти Li, C, O, Na, Al. Вміст Li обчислений методом синтетичного спектра. Зроблено оцінки впливу неЛТР ефектів на визначення вмісту натрію і кисню. Визначені також кінематичні й орбітальні параметри досліджуваних зір. Для зір літієвого плато ([Fe/H]< -1.7, T_еф > 5700 K) знайдено середнє значення вмісту літію 2.30±0.05. Наявність плато простежується аж до металевостей [Fe/H] < -0.3. Поводження вмісту літію в області літієвого плато не виключає наявності дифузії як одного з механізмів, що змінюють спостережний вміст літію. Залежність вмісту літію від ефективної температури для груп зір різної металевості говорить про зростання ефективності фізичних процесів, що змінюють вміст літію з ростом металевості. Наші результати не суперечать наявним уявленням про два епізоди перемішування, виявлених у зір низької металевості.

10. Визначено неЛТР вміст натрію у 100 зір у діапазоні металевостей -3 < [Fe/H] < 0.3. Отримані вмісти натрію [Na/Fe] близькі до сонячного вмісту і показують менший розкид у порівнянні з попередніми роботами. Зорі-гіганти (lg g < 3.8) при [Fe/H] < -1 не мають надлишків натрію і не показують антикореляцію із вмістом кисню на відміну від зір кулястих скупчень. Вони також не показують зміну вмісту натрію в залежності від положення на гілці гігантів. Для зір-карликів (lg g > 3.8) не виявлено помітного падіння вмісту Na при металевостях -2 <[Fe/H]< -1. Залежність [Na/Fe] від [Fe/H], що спостерігається, задовільно описується результатами теоретичних розрахунків, які враховують залежний від металевості вихід натрію і ряд факторів, що змінюють розподіл елементів у Галактиці в ході еволюції.

11. Елементи мідь і цинк, що йдуть безпосередньо за елементами залізного піка, дотепер залишають невирішеним питання про джерела їхнього походження – чи є вони продуктами вибухового нуклеосинтезу масивних Наднових, чи – продуктами s-процесу, що проходить як у масивних Наднових, так і в зорях малих мас. А, можливо, теперішній вміст цих елементів – результат деяких сумарних процесів, що проходять (проявляються) в тій чи іншій мірі на різних галактичних часових шкалах. Для 90 зір з дефіцитом металів визначення вмісту міді виконано методом синтетичного спектру з урахуванням надтонкої структури рівнів атома Cu, вміст цинку визначався з використанням еквівалентних ширин ліній. На основі аналізу наших даних ми виділили основні джерела збагачення цими елементами МЗС і оцінили їхній відсотковий внесок. Потім, використовуючи отримані результати, ми провели розрахунок хімічної еволюції для Cu і Zn за моделлю хімічної еволюції Ферріні, спираючись на новий розподіл металевості і швидкість зореутворення, і приймаючи до уваги адаптацію моделі до збагачення важкими елементами. Як джерела збагачення Cu і Zn розглядалися первинний і вторинний внесок масивних зір, Наднових типу Ia і зір АГГ. Побудована модель досить добре описує спостережні дані, однак, в області низьких металевостей вона не відтворює помітний розкид вмістів розглянутих елементів. Це можливо частково віднести за рахунок спрощеної оцінки виходу міді і цинку при моделюванні вибухового нуклеосинтезу при відсутності критеріїв поділу (розпізнавання) процесів, що відповідають за виробництво цих елементів, а також це може свідчити про збагачення цими елементами на ранніх часах існування Галактики окремих фрагментів, що злилися згодом.

12. Досліджено поширеність б–елементів і Ni у зорях тонкого диска і товстого диска на прикладі 174 карликів спектральних класів F, G, K, що охоплюють інтервал металевості [-1.00; +0.30]. Для цієї мети був використаний однорідний спектральний матеріал високої спектральної роздільної здатності і відношення сигналу до шуму. Визначено вміст Si, Fe і Ni в наближенні ЛТР, та Mg, використовуючи неЛТР обчислення. Орбіти і просторові швидкості були знайдені і використовувалися, щоб оцінити ймовірність приналежності кожної зорі тонкому диску чи товстому диску. Знайдено, що границя між тонким і товстим диском знаходиться на металевості [Fe/H] = -0.30, виявлено зменшення вмістів [б/Fe] зі збільшенням [Fe/H] у товстому диску і невеликий розкид вмістів Mg і Si у тонкому диску. Виявлено кілька зір, що не можуть належати ні до тонкого диску через великий ексцентриситет їх орбіт, ні до товстого диску через їхню невелику відстань від галактичної площини. Ці зорі можуть належати галактичному населенню, яке надходить із внутрішнього диску через динамічний ефект, і це повинно бути прийняте до уваги при вивченні розподілів металевості зоряних населень у сонячній околиці. Серед цих зір виявлено два нові кандидати зоряної групи HR 1614, що рухається . Показано можливість наявності вертикального градієнта вмісту б-елементів. Існування вертикального градієнта припускало б значну часову шкалу формування товстого диска. Цей висновок не суперечить тому, що зниження збагачення б-елементами інтерпретується зростанням внеску від SNIа в збагачення МЗС залізом.

13. З метою порівняльного аналізу збагачення б-елементами і Ni диска Галактики виконано дослідження 171 гіганта диска. Для розглянутих гігантів визначені основні параметри атмосфер, вміст розширеного списку б-елементів ( Mg, Si, Ca) і Ni. Досліджені елементи мають подібну залежність від металевісті як для карликів, так і для гігантів. При металевостях [Fe/H] > -0.3 dex гіганти і карлики показують співпадаючі у межах помилок визначень середні значення та дисперсії металевості і відношень вмістів розглянутих елементів.