НАЦІОНАЛЬНА АКАДЕМІЯ НАУК УКРАЇНИ

ГОЛОВНА АСТРОНОМІЧНА ОБСЕРВАТОРІЯ

Андрієвський Сергій Михайлович

УДК 524.4; 524.33; 524.352

Аномалії хімічного складу

зір помірних мас

Спеціальність 01.03.02 – Астрофізика, радіоастрономія

АВТОРЕФЕРАТ

дисертації на здобуття наукового ступеня

доктора фізико-математичних наук

Київ – 2002

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана на кафедрі астрономії Одеського національного університету ім. І. І. Мечникова Міністерства освіти і науки України.

Офіційні опоненти:

доктор фізико-математичних наук

Пілюгін Леонід Степанович, Головна Астрономічна обсерваторія НАН України; провідний науковий співробітник;

доктор фізико-математичних наук

Любимков Леонід Сергійович, Кримська Астрофізична обсерваторія Міністерства освіти і науки України; провідний науковий співробітник;

доктор фізико-математичних наук, професор

Леушин Валерій Володимирович, Спеціальна Астрофізична обсерваторія АН Росії, Московський відділ, Росія; завідувач відділом.

Провідна установа:

Астрономічна обсерваторія Львівського національного університету ім. Івана Франка Міністерства освіти і науки України, м. Львів.

Захист відбудеться “28” листопада 2002 р. на засіданні Спеціалізованої вченої ради Д.26.208.01 з присудження наукового ступеня доктора фізико-математичних наук при Головній астрономічній обсерваторії НАН України за адресою: 03680, Київ, ГАО НАН України, вул. Академіка Заболотного, 27. (Початок засідань о 10 год.).

З дисертацією можна ознайомитись в науковій бібліотеці ГАО НАН України за адресою: 03680, Київ, вул. Академіка Заболотного, 27.

Автореферат розісланий 25 жовтня 2002 р.

Учений секретар спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук Васильєва І. Е.

ЗАГАЛЬНА ХАРАКТЕРИСТИКА РОБОТИ

Актуальність теми. Останнє десятиліття ознаменувалося істотним прогресом в області спостережної астрофізики і методів чисельного моделювання переносу випромінювання в зоряних атмосферах. З одного боку, принципово нові приймачі випромінювання зробили можливим одержання спектрів високого розрізнення з великим відношенням сигнал/шум для слабких об'єктів, з іншого боку, з'явилася можливість проводити дослідження фізичних і хімічних характеристик зір з використанням удосконалених комп'ютерних кодів і реалістичних моделей зоряних атмосфер як у наближенні локальної термодинамічної рівноваги (ЛТР), так і при відмові від неї (далі позначимо такий підхід, як не-ЛТР). У сукупності ці два зазначені фактори стали гарантами одержання спостережних і теоретичних результатів високої надійності.

До кінця ХХ століття в ряді випадків виникла нагальна потреба критичного перегляду виконаних раніше робіт в області хімічного складу зір. Практичне значення такого перегляду не викликає сумнівів, тому що отримані в результаті цього висновки мають безпосереднє відношення до теорії зоряної еволюції, а також теорії еволюції зоряних систем. Основні принципи стандартної теорії еволюції поодиноких зір, сформульовані ще в 60-і роки минулого століття, у цілому одержали блискуче підтвердження з боку спостережної астрофізики. Однак детальне дослідження зовнішніх проявів, що супроводжують зоряну еволюцію, безсумнівно, є актуальним, тому що дозволяє в окремих випадках скорегувати стандартний сценарій і зробити критичний вибір між гіпотезами, котрі пояснюють феномени, що спостерігаються. Особливе значення й актуальність має дослідження фізико-хімічних характеристик зір помірних мас. Як уже було відзначено, такі зорі головної послідовності (ГП) показують широкий спектр хімічних аномалій, що пов'язано зі специфічними фізичними умовами в їхніх атмосферах. В окремих випадках аномалії, що спостерігаються, усе ще залишаються без пояснення, а еволюційний статус зір, які демонструють їх, – нез'ясованим.

Безумовно, актуальним є визначення хімічного складу зір-надгігантів і цефеїд, зокрема. Незважаючи на те, що ці об'єкти не мають яскраво вираженої хімічної пекулярності (як, наприклад, зорі ГП), і процеси формування їхнього поверхневого складу сьогодні в цілому ясні, роль цих зір у пізнанні закономірностей галактичної хемодинаміки важко переоцінити. Саме завдяки результатам дослідження хімічного складу, отриманим для цих зір в останні роки, з'явилася можливість створення реалістичної моделі Галактики, що коректно враховує такі її морфологічні і динамічні характеристики, як центральна міжспіральна перемичка, радіальні газові потоки в диску, а також їх вплив на хімічну гомогенізацію газової складової міжзоряного середовища. Володіючи інформацією з радіального розподілу хімічних елементів у диску Галактики, заснованою на спектроскопічному дослідженні статистично значимої сукупності досить молодих надгігантів, можна краще зрозуміти хімічну еволюцію всієї Галактики в цілому, сонячної околиці, зокрема, і нарешті, особливості хімічного складу самого Сонця та його планетної системи.

Зв'язок дисертаційної роботи з науковими програмами, планами, темами. Різні розділи представленої до захисту докторської дисертації виконані:

1. На кафедрі астрономії й у НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. І. І. Мечникова в рамках виконання наступних держбюджетних тем:–

“Коливальна несталість зірок у подвійних системах” (1992-1994 рр., номер держреєстрації 0194U023428, відповідальний виконавець);–

“Chemical evolution of the early Galaxy: blue straggler phenomenon” (1994-1995, European Southern Observatory, C&EE Programme, науковий керівник);–

“Дослідження фізичних особливостей зірок на окремих, унікальних етапах розвитку” (1995-1997 рр., номер держреєстрації 0195U023595, науковий керівник);–

“Дослідження пульсучих надгігантів” (1998-2000 рр., номер держреєстрації 0198U002682, науковий керівник);–

“Вивчення фізико-хімічних властивостей пульсуючих зірок та дослідження структури й еволюціі Галактики” (2001-2003 рр., номер держреєстрації 0101U001418, науковий керівник).

2. У Департаменті Фізики зір і галактик обсерваторії Парижа і Медона (Франція), відділі Фізики зір Інституту Астрофізики Потсдама (Німеччина) і Інституті Астрономії і Геофізики Сан-Паулу (Бразилія) у різні періоди з 1993 по 2002 рік.

Мета і задачі дослідження. Основна мета дисертаційної роботи складалася в рішенні ряду проблем зоряної і Галактичної астрономії шляхом аналізу фізико-хімічних характеристик зір помірної маси. Ці характеристики були визначені на основі великого високоякісного спектрального матеріалу. У першу чергу, до таких проблем ми віднесли наступні:

1. Проблема зір типу l Boo. Основна задача, що ми перед собою поставили, полягала у визначенні хімічного складу великої групи зір цього типу, моделюванні процесів, що відбуваються в їхніх оболонках з метою пояснення феномена, що спостерігається, а також пошуку механізмів утворення зір типу l Boo.

2. Проблема блакитних страглерів. Основною задачею був аналіз розходжень між характеристиками цих унікальних об'єктів і звичайних зір подібних спектральних класів. Визначення таких розходжень могло б послужити основою для вибору правильної гіпотези, що пояснює появу блакитних страглерів.

3. Проблема малоамплітудних цефеїд (s-цефеїд) і незмінних надгігантів у смузі нестабільності. І ті, і інші характеризуються низьким рівнем пульсаційної активності, причина якого не з'ясована. Як першочергову ми формулювали задачу по перевірці гіпотези про те, що s-цефеїди вперше перетинають смугу нестабільності, а, отже, мають знижений вміст гелію – основного елемента, відповідального за рівень пульсаційної активності.

4. Проблема радіального розподілу металів у диску нашої Галактики. Наявні в літературі дані з цього питання дають неповну, а часом і помилкову картину розподілу хімічних елементів у диску, що, у свою чергу, утрудняє розробку реалістичної моделі хімічної еволюції Галактики, що використовує градієнт металевості як один з найважливіших вхідних параметрів теорії. Основною задачею, що була поставлена в дисертаційній роботі, було визначення хімічного складу для великої групи пульсуючих надгігантів з наступним використанням отриманих результатів для визначення радіальних розподілів вмістів різних хімічних елементів. Була також зроблена спроба знайти зв'язок між характеристиками отриманих розподілів і деякими морфологічними особливостями нашої зоряної системи.

5. Проблема “субсонячної” металевості атмосфер B зір, яка полягає в явній невідповідності хімічного складу молодих В зір з околиці Сонця і самого Сонця. Характер невідповідності неможливо інтерпретувати в рамках стандартних моделей еволюції Галактики. Проблема має, у деякій мірі, філософський відтінок, тому що торкається питання про особливе положення Сонця, як “надметалевої” зорі, яка, у свою чергу, має планетну систему. У дисертаційній роботі була поставлена задача критичного розгляду цієї проблеми.

Наукова новизна отриманих результатів. У представленій роботі були вирішені наступні задачі:

1. Створено базу даних, що містить спектри високого розрізнення для таких об'єктів, як: блакитні страглери, зорі типу l Boo, В зорі ГП ранніх спектральних класів, цефеїди і незмінні надгіганти. Число спектрів, цілком підготовлених для кількісного аналізу (екстракція спектральних порядків, визначення рівня континуума й ототожнення спектральних ліній), досягає 1000. Результати, представлені в дисертаційній роботі, засновані на аналізі приблизно третини всіх наявних у нашому розпорядженні спектрів. За своїм обсягом спектральна база даних, зібрана нами протягом 10 років, не має світових аналогів.

2. Проведено дослідження фізико-хімічних характеристик групи хімічно пекулярних зір типу l Boo. Отримані найбільш повні на сьогоднішній день спостережні дані з хімічних аномалій, властивих цим об'єктам. Фізико-хімічні характеристики більшості досліджених зір цього типу визначені вперше.

3. Уперше побудована чисельна модель взаємодії газу і пилу в оболонках зір типу l Boo і запропонований новий механізм утворення таких зір.

4. Виконано обширне спектроскопічне дослідження блакитних страглерів і нормальних зір, розташованих у полі шести розсіяних зоряних скупчень, з метою пошуку розходжень у властивостях цих об'єктів і нормальних зір ГП (для більшості з 27 досліджених за цією програмою зір фізико-хімічні характеристики були визначені вперше).

5. Уперше надійно встановлено, що блакитні страглери обертаються повільніше нормальних зір подібних спектральних класів, що свідчить на користь гіпотези про злиття компонентів тісних подвійних зоряних систем як причини появи феномена блакитних страглерів.

6. Виконано спектроскопічне дослідження 19 страглерів галактичного поля, які за своїми характеристиками близькі до зір типу l Boo і можуть розглядатися як продовження останніх у низькотемпературну область. Серед цієї сукупності зір, що раніше спектроскопічно не досліджувалися, виявлений один об'єкт (HD 35863) з аномально високим вмістом літію в атмосфері.

7. Запропоновано удосконалений метод спектроскопічного аналізу для зір надгігантів у наближенні ЛТР. Метод апробований на спектральному матеріалі, отриманому для добре вивченої галактичної цефеїди d Cep, а також для семи яскравих надгігантів з Великої Магелланової Хмари.

8. У рамках виконання програми з дослідження хімічного складу атмосфер надгігантів помірних мас встановлений еволюційний статус малоамплітудних s-цефеїд (15 досліджених зір) і показано, що вони не вперше перетинають смугу нестабільності.

9. Для 14 досліджених нами незмінних надгігантів, що знаходяться в межах смуги нестабільності, визначені параметри атмосфер і хімічний склад. На підставі отриманих результатів зроблений висновок про те, що за своїми хімічними характеристиками незмінні надгіганти не відрізняються від малоамплітудних цефеїд, які за рівнем пульсаційної активності найбільш близькі до них. Для визначення точного положення незмінних надгігантів на еволюційній діаграмі запропонований новий метод оцінки абсолютної зоряної величини – однієї з найважливіших і важковизначаємих характеристик. Метод заснований на калібрувальних співвідношеннях між абсолютною зоряною величиною й еквівалентною шириною деяких ліній іонізованого барію.

10. В результаті аналізу надлишків вмісту атмосферного натрію у 48 галактичних надгігантів і яскравих гігантів визначені кількісні характеристики залежності [Na/Fe] від прискорення сили тяжіння. Показано, що спостерігаємий надлишок натрію у зір з низьким значенням log g, як правило, не перевищує 0.25 dex.

11. Спектроскопічне дослідження групи 11 бімодальних цефеїд дозволило знайти залежність між такою пульсаційною характеристикою як величина відношення періодів (P1/P0) і металевістю атмосфер.

12. Виявлені кілька унікальних об'єктів серед жовтих надгігантів: SV Vul – цефеїда, яка вперше перетинає смугу нестабільності, EV Sct – спектрально-подвійна цефеїда.

13. На основі аналізу хімічного складу атмосфер 99 галактичних цефеїд (що складає близько 15% усіх відомих цефеїд нашої Галактики) вперше побудовані радіальні розподіли вмістів 25 хімічних елементів у галактичному диску для галактоцентричних відстаней 4-15 кпк.

14. Виявлено, що розподіл металевості в диску Галактики в цьому діапазоні відбиває існування трьох областей, що характеризуються різними значеннями градієнта.

15. Розглянуто вплив радіальних газових потоків на хімічну гомогенізацію в диску Галактики, і показано, що міжзоряна складова диска збагачується легкими елементами й елементами групи заліза, а також важкими елементами з різними характерними часами.

16. Виконані дослідження хімічного складу гарячих B зір ГП, що знаходяться в полі Галактики, а також у розсіяних скупченнях і асоціаціях (31 об'єкт) з використанням не-ЛТР підходу.

17. На прикладі розсіяного скупчення M 25, що містить як гарячі B зорі ГП, так і генетично зв'язані з ними жовті надгіганти, показано, що відмінність хімічного складу цих зір, що сформувалися з однієї і тієї ж газової матерії, можна пояснити тільки в рамках гіпотези атомарної дифузії в атмосферах B зір. Виявлено три нові зорі цього скупчення з емісією в лінії Ha, що раніше не були класифіковані як Be зорі.

18. Зроблено висновок про те, що хімічний склад атмосфер B зір не відбиває коректно хімічний склад міжзоряного середовища, з якого вони сформувалися, отже, гіпотеза про “надметалевість” нашого Сонця, заснована на зіставленні його хімічного складу з хімічним складом B зір з найближчої околиці, не має під собою досить міцних підстав.

Для більшої частини досліджених у даній роботі зір (більш 270) детальні фізико-хімічні характеристики були визначені вперше.

Практичне значення отриманих результатів. Сформовано велику базу даних, що містить спектри високого розрізнення таких об'єктів, як цефеїди (а також незмінні надгіганти), блакитні страглери, зорі типу l Boo, гарячі B зорі ГП. База даних цілком підготовлена для використання фахівцями, які працюють в області спектроскопії.

Створено каталог сил осциляторів для 565 ліній 31 атома й іона 27 хімічних елементів, який може застосовуватися для кількісного аналізу зоряних спектрів в області 5627–7840 ЕЕ.

Удосконалено стандартний метод спектроскопічного аналізу. Запропонована модифікація дозволяє одержувати для зір-надгігантів фізично більш реалістичні результати.

Визначено параметри атмосфер і хімічний склад великої кількості зір помірної маси, які належать до різних типів. Для більшості досліджених зір інформація з деяких фізичних і хімічних характеристик отримана вперше.

Розподіл вмістів великої кількості хімічних елементів у диску Галактики на великому інтервалі галактоцентричних відстаней, отриманий з використанням статистично значимої кількості об'єктів, найближчим часом знайде своє застосування при конструюванні реалістичних моделей галактичної хімічної еволюції, яка враховує такі структурні особливості нашої зоряної системи, як радіальні газові потоки в диску і центральна міжспіральна перемичка, яка безпосередньо впливає на хімічну гомогенізацію речовини міжзоряного середовища.

Особистий внесок дисертанта. Автором особисто були ініційовані наступні роботи:–

збір високоякісного спектрального матеріалу, що стосується деяких типів помірно масивних зір. Автор брав безпосередню участь в одержанні спектрального матеріалу на 6-м телескопі Спеціальної астрофізичної обсерваторії Російської Академії наук (у різні періоди з 1990 по 1994 р.), 1.52-м телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу, Франція (у 1994, 1998 і 1999 р.), 1.52-м телескопі Південної Європейської обсерваторії, Чилі (у 2001 р.). Частина матеріалу була передана автору для роботи закордонними колегами. Так, спектри були передані від R.(США), В. Г. Клочковї (Росія), В. Є. Панчука (Росія), E.(Австрія), A. Fry (США), B. Carney (США), G. Mathys (Чилі), D.er (США);–

широкомасштабне спектроскопічне дослідження зір типу l Boo, блакитних страглерів, а також не-ЛТР аналіз гарячих B зір ГП, засновані на аналізі найбагатшого спектрального матеріалу, що не має світових аналогів;–

безпрецедентне спектроскопічне дослідження великої вибірки галактичних класичних цефеїд з метою одержання найбільш достовірних даних з розподілу металевості в диску Галактики.

Частина спектрального матеріалу була оброблена особисто автором, їм також виконана значна частина розрахунків у наближенні ЛТР.

Автору дисертаційної роботи належать наступні ідеї (у хронологічному порядку):

1. Застосувати спектроскопічні критерії для вирішення питання про еволюційний статус s-цефеїд.

2. Ув'язати факт тонкого настроювання рівня пульсаційної активності бімодальних цефеїд з рівнем металевості їхніх атмосфер.

3. Знайти зв'язок між хімічно пекулярними зорями типу l Boo і тісними подвійними системами типу W UMa з метою вирішення проблеми походження зір типу l Boo. Розв'язати задачу про розділення газу та пилу в оболонках зір цього типу.

4. Застосувати новий спектроскопічний індикатор світності для зір- надгігантів.

5. Провести обширні не-ЛТР дослідження гарячих B зір і наступний порівняльний аналіз хімічного складу цих зір і генетично зв'язаних з ними жовтих надгігантів для вирішення проблеми “субсонячного” вмісту елементів, які характерні для атмосфер B зір.

6. Дослідити залежність надлишку атмосферного вмісту натрію від характеристик зір-надгігантів з використанням однорідного спектрального матеріалу.

7. Одержати найбільш надійні на сьогоднішній день дані з розподілу вмістів різних хімічних елементів (у тому числі і важких) у галактичному диску для великого інтервалу галактоцентричних відстаней, ґрунтуючись на спектроскопічному аналізі пульсуючих зір-надгігантів, що надають унікальну можливість точної оцінки галактичних відстаней. Дослідити вплив центральної галактичної перемички на гомогенізацію речовини диска Галактики. Врахувати роль радіальних газових потоків при формуванні розподілів вмістів легких і важких хімічних елементів, що характеризуються різною величиною градієнта.

Автору належить постановка задачі в кожній із робіт, згаданих в дисертації. Ним отримана частина спостережного матеріалу. Обробка спостережень, розрахунки та інтерпретація виконані сумісно з співавторами.

Текст всіх опублікованих робіт, що мають відношення до дисертації, був написаний автором, з наступними невеликими додаваннями з боку співавторів.

Апробація результатів дисертаційної роботи. Основні результати були представлені на:–

міжнародній конференції “Mechanisms of chromospheric and coronal heating”, м. Гейдельберг (Німеччина), 1990 р.;–

колоквіумі МАС (Міжнародний Астрономічний Союз) № 135 “New perspectives on stellar pulsation and pulsating variable stars”, Вікторія (Канада), 1992 р.;–

астрофізичному семінарі Департаменту фізики зір і галактик – DASGAL, Обсерваторія Парижа-Медона (Франція), 1994 р.;–

колоквіумі МАС № “Astrophysical applications of stellar pulsation”, м. Кейптаун (ПАР), 1995 р.;–

міжнародній конференції “Contemporary problems of Astronomy”, м. Одеса (Україна), 1996 р.;–

колоквіумі МАС “Chemically peculiar stars”, Інститут Астрономії Віденського університету, м. Відень (Австрія), 1997 р.;–

колоквіумі МАС № 175 “The Be phenomenon in early-type stars”, м. Аліканте (Іспанія), 1999 р.;–

35-ому міжнародному астрофізичному колоквіумі “The galactic halo: from globular cluster to field stars”, м. Льєж (Бельгія), 1999 р.;–

літній Міжнародній Школі студентів-астрономів, м. Одеса, 2000 р.;–

семінарі відділу астрофізики Інституту астрономії м. Потсдам (Німеччина), 1998 р. і 1999 р.;–

міжнародній конференції UKRASTRO-2000, м. Київ (Україна), 2000 р.;–

міжнародній конференції “Astronomy 2000”, м. Одеса (Україна), 2000 р.;–

XXVII З'їзді Бразильського Астрономічного товариства, м. Агуас-де-Сан-Педру (Бразилія), 2001 р.;–

астрофізичному семінарі Національного Інституту космічних досліджень, м. Сан-Жозе-дос-Кампус (Бразилія), 2001 р.;–

астрофізичному семінарі Національної Обсерваторії, м. Ріо-де-Жанейро (Бразилія), 2001 р.;–

астрофізичному семінарі Інституту Астрономії і Геофізики Університету м. Сан-Паулу (Бразилія), 2001 р.;

·

2002 р.;–

астрофізичному семінарі Головної Астрономічної обсерваторії України, м. Київ (Україна), 2002 р.;–

астрофізичному семінарі Південної Європейської Обсерваторії, м. Гархінг (Німеччина), 2002 р.;–

астрофізичному семінарі Кримської Астрофізичної Обсерваторії, Крим (Україна), 2002 р.;–

семінарах Астрономічної обсерваторії Одеського національного університету.

Обсяг і структура дисертації. Робота складається зі вступу, 6 глав, висновку, списку цитуємої літератури, що включає 339 найменувань і додатка. Загальний обсяг дисертаційної роботи складає 316 сторінок, 84 ілюстрації і 72 таблиці.

Основний зміст роботи

У Вступі дана загальна характеристика роботи, обґрунтована актуальність теми дослідження, зв'язок роботи з науковими програмами, визначені основні цілі і задачі дослідження, позначені наукова новизна і практичне значення отриманих результатів, зазначений особистий внесок дисертанта, а також рівень апробації результатів, подано список публікацій, що стосується представленої дисертаційної роботи.

Перша Глава дисертаційної роботи містить опис основних методів визначення характеристик зоряних атмосфер та їхнього хімічного складу. У розділі 1.1 перелічені загальні положення, застосовувані в аналізі зоряних спектрів. Опису стандартного методу ЛТР аналізу присвячений розділ 1.2. Перелічені основні чисельні коди, що використовувалися для визначення вмістів хімічних елементів в атмосферах досліджуваних зір (WIDTH9, SYNSPEC, STARSP). Всі етапи стандартного методу розглянуті на прикладі добре дослідженої класичної цефеїди d Cep. Відзначено недоліки, властиві традиційному підходу. Показано, що у випадку зір-надгігантів спектральних класів F-G проблема виникає при використанні ліній нейтрального заліза з метою визначення мікротурбулентної швидкості. Раніше було показано, що відхилення від термодинамічної рівноваги в зоряних атмосферах помітно позначається на спектрі нейтрального заліза і приводить до помилки у визначенні вмісту заліза, що досягає 0.6 dex, якщо використовуються лінії з еквівалентною шириною понад 200 mЕ. Для слабких ліній (50 mЕ) похибка досягає 0.1-0.2 dex. У той же час лінії іонізованого заліза практично вільні від цього недоліку. Стан Fe II є домінуючим в атмосферах F-G надгігантів. Надіонізація іонізованого заліза несуттєва при температурах, що панують у верхніх шарах цих зір, а надіонізація нейтрального заліза є вкрай ймовірною. Якщо поправки до вмісту заліза, обумовлені відхиленням від ЛТР, прогресивно збільшуються зі збільшенням еквівалентної ширини ліній цього елемента, тоді можна чекати, що вміст, визначений з аналізу сильних ліній, буде невірним. Оскільки стандартний метод, що використовує лінії Fe I для визначення параметра Vt, припускає, що слабкі і сильні лінії нейтрального заліза повинні відтворювати однаковий вміст заліза, єдиним виходом для усунення розходжень у вмісті за сильними та слабкими лініями буде зниження прийнятого значення мікротурбулентної швидкості. Як наслідок цього, некоректно буде визначений параметр logа, отже, і вміст хімічних елементів. У свій час проблема аномально низьких значень log g у надгігантів обговорювалася в літературі. Для подолання зазначених труднощів був запропонований модифікований метод спектроскопічного аналізу, у якому параметр Vt визначається з використанням ліній іонізованного заліза (розділ .3). Отримане при такому підході значення мікротурбулентної швидкості перевищує те, яке випливає зі стандартного аналізу. Для великих значень Vt середній вміст заліза за лініями Fe II буде меншим, а, отже, іонізаційний баланс буде досягатися при більших значеннях logУдосконалений метод був протестований з використанням мультифазових спектральних спостережень цефеїди d Cep і дев'яти яскравих F надгігантів з Великої Магелланової Хмари (розділи 1.4 і 1.5). У результаті було встановлено, що застосування модифікованого методу дає середнє значення і межі варіації величини прискорення вільного падіння на поверхні d Cep, які знаходяться у згоді з незалежними оцінками цієї величини, заснованими на прецизійних вимірах променевої швидкості зорі та її радіуса. Показано, що знайдені в рамках удосконаленої методики величини вмістів легких елементів в атмосфері d Cep добре погоджуються з теоретично очікуваними на поверхні зорі подібної маси (6 MҐ.після еволюційної стадії першого широкомасштабного перемішування. Застосування зазначеної методики для аналізу 9 яскравих надгігантів з Великої Магелланової Хмари дозволило одержати реалістичні значення мас і прискорень вільного падіння для цих зір, що є свідченням правильності зроблених припущень. У розділі 1.6 даний опис додаткових деталей спектроскопічного аналізу. Особлива увага приділена системі сил осциляторів (розділ 1.6.1). З використанням атласу спектра Сонця визначені “сонячні” сили осциляторів у діапазоні від 5627 Е до 7840 Е. Створений каталог нараховує 565 значень log gf для ліній 31 атома й іона 27 хімічних елементів і може бути використаний для кількісного аналізу високодисперсійних спектрів F-G зір. Деякі зауваження до техніки визначення ефективної температури (зокрема для гарячих зір) дані в розділі 1.6.2. Розділ 1.7 присвячений не-ЛТР аналізу зоряних спектрів. Наведено необхідний формалізм, що використовувався для рішення задачі про перенос випромінювання при відмові від ЛТР.

Глава 2 підсумовує результати досліджень хімічно пекулярних зір типу l Boo. Зміст розділу 2.1 дає загальні відомості про ці зорі. В даний час до зір типу l Boo відносять об'єкти з наступними характеристиками: –

вмісти вуглецю, азоту, кисню і сірки в атмосфері є нормальними (тобто близькими до сонячного);

– такі елементи, як Mg, Ca, Ti, Cr, Fe і ін. показують сильний дефіцит;

– швидкості обертання, що спостерігаються, досягають приблизно 150 км/с;

– на тлі деяких резонансних ліній зоряної атмосфери, розширених обертанням, спостерігаються вузькі абсорбційні лінії, що формуються в протяжних, скоріш за все, навколозоряних оболонках;

– наявність інфрачервоного надлишку випромінювання, що свідчить про існування в навколозоряній оболонці пилової компоненти.

Більш докладно аномалії хімічного складу зір типу l Boo розглядаються в розділі 2.2. Відповідно до результатів спектроскопічних досліджень останніх років значно розширений список зір, які належать до цього типу. У розділі 2.3 даний опис зорі VW Ari A, що входить до складу подвійної системи. Показано, що між компонентами існує помітне розходження в рівні металевості атмосфер. Застосування спектроскопічних критеріїв дозволяє класифікувати зорю VW Ari A як об'єкт, що належить до групи хімічно пекулярних зір типу l Boo.

У розділі 2.4 проаналізовані можливі причини появи феномена зір типу l Boo. Відповідно до загальноприйнятої на сьогоднішній день гіпотези, зоря типу l Boo – це об'єкт, що має (чи мав у минулому) навколозоряну оболонку. Речовина оболонки акреціюється зорею, однак акреція зачіпає переважно газову складову оболонки, у той час як пилинки, здатні утворюватися в оболонці на деякім віддаленні від поверхні досить гарячої зорі, залишають її, дрейфуючи до границь під дією сили радіативного тиску. Пилинки формуються з тугоплавких елементів, що мають високу температуру конденсації (Ca, Ti, Fe і т. д.). Газова фаза складається з елементів з низькою температурою конденсації, таких як вуглець, азот, кисень, сірка і, природно, водень і гелій. У результаті акреції на поверхні зорі формується шар, що містить нормальну кількість CNO-елементів і помітно знижений вміст тих елементів, що витрачалися на формування пилинок в оболонці. Довгий час принципово важлива деталь такої гіпотези, а саме, можливість успішного поділу газової фази і пилової компоненти в оболонці, що, власне кажучи, і здатне пояснити обговорюваний феномен, залишалася усього лише декларованою.

Розділ 2.5 присвячений розгляду моделі оболонки зорі типу l Boo і рішенню задачі про поділ газу і пилу в ній. У розділі 2.5.1 даний опис акреційної зони. На основі характеристик вузьких абсорбційних ліній оболонкового походження, спостерігаємих у спектрах деяких зір цього типу, зроблена груба оцінка протяжності самої оболонки. У розділі 2.5.2 обговорюється характер розподілу щільності в оболонці, а в розділі 2.5.3 – температурний розподіл в акреційній зоні. Показано, що для оцінки температури, яка панує в оболонці зорі, можна знехтувати нагріванням газу, викликаним дисипацією акустичних хвиль, генеруємих у конвективній зоні. Таке припущення здається виправданим для зір спектрального класу А з ефективною температурою, що перевищує 8000 К, оскільки такі зорі не мають сильно розвиненої конвективної зони, яка здатна генерувати акустичний шум помітної потужності. Оцінка швидкості газової складової оболонки наведена в розділі 2.5.4. Радіативне прискорення пилинок докладно розглянуто в розділі 2.5.5. Без динамічного гальмування пилові частинки будуть прискорюватися за рахунок радіативного тиску на їхню поверхню з боку поля випромінювання зорі, однак у реальній ситуації пилинки, рухаючись в газовому оточенні, зазнають динамічного тертя. Відповідний характерний час гальмування визначений для двох різних граничних випадків:

– взаємодія між зарядженими частинками,

– взаємодія між нейтральними частинками.

Приймаючи до уваги, що можливий негативний заряд пилових частинок може бути істотно мінімізований фотоелектронною емісією, і газ в оболонці зорі типу l Boo навряд чи може бути значно іонізований, розгляд задачі проведений для випадку взаємодії нейтральних частинок. Деякі модельні обмеження і результати моделювання розглянуті в розділах 2.5.6 і 2.6. У результаті чисельного аналізу акреційної моделі зроблені наступні висновки:–

для усіх вивчених профілів розподілу щільності оболонки пилові частинки виявляються не “жорстко” зв'язаними з газовим середовищем у тих областях, де температура падає до значень, що підходять для формування самих пилових частинок з тугоплавких металів (Mg, Ca, Ti, Fe і ін.);–

утворення дуже дрібних пилових частинок (з радіусом agr < 10-6 см) здається найбільш ймовірним за термодинамічних умовах, прийнятих у спрощеній моделі;–

істотна зміна поверхневого хімічного складу очікується у випадку більш слабкої залежності густини речовини оболонки від відстані.

У розділі 2.7 розглянуте питання про походження зір типу l Boo. Новий механізм, здатний пояснити такий феномен, обговорюється в розділі 2.7.1. Передбачається, що формування поодинокої зорі з масою, характерною для об'єктів типу l Boo, і яка достатньо швидко обертається, а також має оболонку, може відбутися в результаті злиття компонентів тісних подвійних систем. Найбільш придатними системами є об'єкти типу W UMa – контактні подвійні, які складаються з компонентів, що знаходяться на стадії головної послідовності. Компоненти систем типу W UMa можуть у процесі еволюції ефективно наближатися один до одного завдяки втраті моменту обертання, викликаної магнітним зоряним вітром і гравітаційним випромінюванням, за характерний час порядка (100-200)Ч106 років. Після успішного злиття компонентів результуюча поодинока зоря еволюціонує в шкалі часу ядерної еволюції. Для прийнятих характерних часів еволюції систем типу W UMa і зір типу l Boo виконана оцінка відносного числа цих зір, яка знаходиться в добрій згоді з величиною, що спостерігається. У розділі 2.7.2, у рамках запропонованого сценарію, розглядається процес утворення оболонки, існування якої є необхідною умовою формування хімічних аномалій у зір цього типу пекулярності.

Глава 3 присвячена проблемі блакитних страглерів. У розділі 3.1 розглядається сутність проблеми. Положення блакитних страглерів на еволюційній діаграмі розсіяних скупчень (ліворуч і вище точки повороту) важко інтерпретувати без прийняття спеціальних припущень про природу таких об'єктів, залишаючись тільки в рамках стандартної теорії зоряної еволюції. Розглянуто основні гіпотези, запропоновані в даний час для пояснення феномена, що спостерігається. Відзначено, що вибір тієї чи іншої гіпотези, здатної пояснити феномен блакитних страглерів, ускладнюється відсутністю необхідної кількості спостережних даних. Кількість досліджених (спектроскопічно і фотометрично) блакитних страглерів невелика, що робить практично неможливим виконання порівняльного аналізу властивостей страглерів як для одного окремо узятого скупчення, так і для страглерів з різних скупчень.

У розділі 3.2 представлені результати визначення фізико-хімічних характеристик блакитних страглерів і нормальних зір головної послідовності з розсіяних зоряних скупчень NGC 2632, NGC 3496, NGC 6475, NGC 6633, IC 2602 і NGC 7789. Для блакитних страглерів скупчення NGC 2632 отримані наступні результати. Три зорі програми HD 73618, HD 73666 і HD 73819 мають схожі вмісти елементів в атмосферах. Вони показують близькі до сонячного вмісти натрію, кальцію і заліза, а також помірний дефіцит вуглецю, кисню і кремнію. Слід зазначити, що HD 73618 і HD 73666 мають помітний надлишок барію. Вміст гелію, який можна оцінити тільки для найгарячішої зорі скупчення HD 73666, є нормальним. Зоря HD 73210 відрізняється від інших блакитних страглерів помітним дефіцитом практично всіх досліджених елементів. Вмісти елементів в атмосферах HD 73618 і HD 73666 є типовими для хімічно пекулярних зір типу Am. Усі зорі мають невеликі значення проекції швидкості обертання, що також типово для Am зір.

Для зір, класифікованих як блакитні страглери скупчень NGC 3496, NGC 6475, NGC 6633 і NGC 7789 критично розглянуте питання про їхню приналежність до зазначених вище скупчень. У результаті для деяких зір, що вважалися раніше блакитними страглерами, членство в скупченнях не підтверджене. Серед досліджених зір виявлені два нових об'єкти з дефіцитом гелію – це блакитний страглер HD 169959 (NGC 6633) і зоря головної послідовності HD 92385 (IC 2602). Блакитний страглер HD 162374 (NGC 6475) також є зорею з аномально слабкою лінією гелію 4471 Е (про що раніше повідомлялося в літературі без відповідної кількісної оцінки вмісту He). В результаті аналізу спектра HD 162374 показано, що атмосферний вміст гелію у цієї зорі в 25 разів нижчий сонячного. Усі досліджені зорі (блакитні страглери і нормальні зорі головної послідовності) показують дефіцит вуглецю. Виявлено, що серед a-елементів кремній демонструє досить цікаву поведінку. В атмосферах тих зір, де гелій має нормальний вміст, кремній знаходиться в дефіциті; і навпроти, коли кремній показує надлишок, гелій – у дефіциті. Вмісти більш важких елементів не показують значних аномалій як у блакитних страглерів, так і у нормальних зір головної послідовності. Усі досліджені блакитні страглери скупчення NGC 7789, котрі є його фізичними членами, показують сильний дефіцит магнію, аналогічний тому, що спостерігається в хімічно пекулярних Mg-weak зір. Вміст таких елементів, як Ti і Fe в атмосферах блакитних страглерів з NGC 7789 помітно не відрізняється від вмістів цих елементів в атмосферах нормальних гігантів з цього ж скупчення. З результатів спектроскопічного аналізу різних зір зі скупчень NGC 2632, NGC 3496, NGC 6475, NGC 6633, IC 2602 і NGC 7789 можна зробити такий висновок: аномалії хімічного складу блакитних страглерів в однаковій мірі властиві також і зорям головної послідовності. Іншими словами, не існує специфічних аномалій хімічного складу блакитних страглерів, які б однозначно відрізняли їх від звичайних зір A і пізніх В зір головної послідовності, серед яких велику частину складають хімічно пекулярні об'єкти. Феномен блакитних страглерів не є наслідком специфічних хімічних аномалій і не супроводжується їхньою появою. У досить стабільних атмосферах цих зір діють механізми, аналогічні тим, що формують аномалії поверхневого хімічного складу інших A-В зір (наприклад, радіативна дифузія атомів і іонів). Ключем до рішення проблеми блакитних страглерів може бути спостерігаєма в них досить низька швидкість осьового обертання, що в значній мірі повинно сприяти формуванню аномалій хімічного складу на поверхні. Усі досліджені блакитні страглери мають значення v?sini істотно менші, ніж ті, що характерні для звичайних зір головної послідовності. Повільне осьове обертання свідчить на користь гіпотези, що пояснює утворення блакитного страглера в результаті злиття компонентів тісної подвійної системи з наступним гальмуванням обертання проміжної зоряної конфігурації за рахунок магнітного зоряного вітру.

У розділі 3.3 даний опис результатів дослідження так званих страглерів галактичного поля. Визначені їхні фізико-хімічні і кінематичні характеристики. Показано, що атмосфери цих зір I типу населення, які належать до спектрального класу F, мають помірний дефіцит заліза і деяких інших елементів. Поряд з цією властивістю в деяких з них спостерігається близький до нормального вміст вуглецю і кисню. За цією ознакою, зокрема, вони нагадують хімічно пекулярні зорі типу l Boo

і можуть бути певним чином їхніми низькотемпературними аналогами. При цьому рівень аномалій хімічного складу у страглерів галактичного поля менш виражений.

У розділі 3.4 представлені результати чисельного моделювання структури й еволюції поодинокої зорі з метою перевірки однієї з гіпотез, яка інтерпретує феномен блакитних страглерів як результат дії нетеплового фактора, що зменшує градієнт гідростатичного тиску в надрах зорі (при збереженні гідростатичної рівноваги) і тим самим уповільнює вигоряння водневого палива у ядрі, що неминуче повинно спричинити більш тривале, у порівнянні з іншими зорями, перебування її на головній послідовності. У розділах 3.4.1 і 3.4.2 дана постановка задачі й описаний метод рішення. Саме ж еволюція з нетепловим фактором описана в розділі 3.5. Показано, що наявність нетеплового фактора в зоряному ядрі може, у принципі, приводити до появи блакитного страглера, положення якого на еволюційній діаграмі зоряного скупчення буде знаходитися в безпосередній близькості від точки повороту головної послідовності до гілки гігантів.

Четверта глава присвячена дослідженню хімічного складу й еволюційних особливостей цефеїд і незмінних надгігантів спектральних класів F-G. У розділі 4.1 розглянуті фізико-хімічні характеристики й еволюційний статус малоамплітудних s-цефеїд, котрі, на думку ряду фахівців, вважалися зорями, які вперше перетинають смугу нестабільності. Досить низький рівень пульсаційної активності (малі амплітуди пульсації) s-цефеїд погоджувався зі зниженим вмістом гелію в порівнянні з нормальними класичними цефеїдами, як і повинно бути у зір, що ще не пройшли стадію великомасштабного перемішування, у результаті чого оболонка може бути збагачена синтезованим гелієм. Оскільки пряме визначення вмісту гелію в атмосферах F-G надгігантів неможливе, запропонований інший критерій, що дозволяє відповісти на запитання про те, пройшла зоря стадію перемішування чи ні. Придатним спектроскопічним критерієм може служити спостерігаємий атмосферний вміст вуглецю і азоту (розділ 4.1.1). Ядра CNO елементів беруть участь у неповному CNO циклі горіння водню, де в зоні протікання відповідних реакцій створюються рівноважні концентрації CNO елементів: надлишкове число ядер азоту, дефіцит ядер вуглецю і практично незмінна концентрація ядер кисню. Після перемішування у фазі червоного гіганта перероблена в неповному CNO циклі речовина потрапляє в атмосферу зорі, змінюючи при цьому поверхневий склад. Безсумнівною ознакою того, що зоря уже встигла зазнати перемішування у фазі червоного гіганта і вже не вперше перетинає смугу нестабільності, повинний бути дефіцит вуглецю в її атмосфері, що спостерігається поряд з відповідним надлишком азоту. Для всіх досліджених s-цефеїд отримане наступне. Показано, що вони мають атмосферний вміст вуглецю, подібний до того, який характерний для звичайних класичних цефеїд, що вже не вперше перетинають межі смуги нестабільності. На основі застосування спектроскопічного критерію визначений еволюційний статус s-цефеїд, а саме, зроблений висновок про те, що вони перетинають смугу нестабільності не в перший раз.

У розділі 4.2 обговорюється проблема присутності незмінних надгігантів у смузі нестабільності цефеїд, що дотепер залишається однією з невирішених проблем астрофізики. Маючи температури