Міністерство освіти і науки України

Одеський національний університет ім. І. І. Мечникова

Горбаньова Тетяна Іванівна

УДК 524.3, 524.6, 524.3-54, 524.3-85

Спостережувані прояви

ПРОЦЕСіВ перемішування

В зорях МАЛиХ МАС

01.03.02 астрофізика, радіоастрономія

АВТОРЕФЕРАТ

дисертації на здобуття наукового ступеня

кандидата фізико-математичних наук

Одеса - 2008

Дисертацією є рукопис.

Робота виконана в НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. І. І. Мечникова Міністерства освіти і науки України.

Науковий керівник: доктор фізико-математичних наук,

старший науковий співробітник

Мішеніна Тамара Василівна,

НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського

національного університету ім. І. І. Мечникова,

завідувач відділом фізики зір та галактик.

Офіційні опоненти: доктор фізико-математичних наук,

старший науковий співробітник

Павленко Яків Володимирович,

Головна Астрономічна обсерваторія НАН України,

провідний науковий співробітник;

кандидат фізико-математичних наук, доцент
Цимбал Вадим В`ячеславович,

Таврійський національний університет

ім. В.І. Вернадського,

доцент кафедри астрономії та методики фізики.

Захист відбудеться “29” лютого 2008 р. о 14.00 на засіданні Спеціалізованої

вченої ради К.41.051.04 по захисту кандидатських дисертацій в Одеському

національному університеті ім. І. І. Мечникова за адресою:

65026, м. Одеса, вул. Дворянська, 2, Велика фізична аудиторія.

З дисертацією можна ознайомитись в науковій бібліотеці Одеського

національного університету за адресою:

65026, м. Одеса, вул. Преображенська, 24.

Автореферат розісланий “25”січня 2008 р.

Учений секретар

спеціалізованої вченої ради

кандидат фізико-математичних наук

О.А.Базєй

1

Загальна характеристика роботи

Вміст елементів в атмосферах зір є потужним засобом для тестування сучасних теорій нуклеосинтезу, еволюції зір і галактик. Вміст елементів в зорях на просунутих стадіях еволюції (субгігінтах і гігантах) дозволяє, з одного боку, тестувати сучасні теорії еволюції зір, що не зроблено в достатній мірі до цього часу, а з іншого – проаналізувати поводження елементів на більших відстанях в Галактиці порівняно з зорями меншої світності – карликами. Основний час життя зоря малої маси проводить на ГП діаграми ГР. Ця фаза еволюції зорі пов’язана з виділенням енергії у процесі перетворення водню у гелій. Після спалення водню у центральній зоні зоря “сходить” з ГП в бік більш низьких ефективних температур. Зоря у цій стадії знаходиться на гілці субгігантів. По мірі просування зорі по гілці субгігантів, шар горіння водню звужується, в той час як конвективна зона росте в глибину. Радіус зорі збільшується, ефективна температура падає, а зіркова світність починає рости і зоря переходить на початок гілки гігантів. Поверхнева конвективна зона розширюється всередину, речовина, яка зазнала ядерного перетворення, виноситься назовні, і поверхневий хімічний склад змінюється. Винесення продуктів горіння відбувається в епізоді першого перемішування ("first dredge-up"). Стандартний CNO цикл горіння водню усередині зір невеликих і помірних і мас (1-3 М) зменшує вміст вуглецю і збільшує вміст азоту зорі на стадії ГП, і далі, протягом першої стадії перемішування (first dredge-up), перероблена речовина виноситься на поверхню. Зорі малих мас (нижче 2.3 М), які пройшли стадію гелієвого спалаху, попадають у так звані кламп гіганти (clump – купа). Вміст елементів у їхніх атмосферах віддзеркалює не тільки хімічний склад дозоряної речовини, але і його зміни, спричинені впродовж еволюції зорі процесами нуклеосинтезу, конвективного перемішування і викидів з оболонки під час гелієвих спалахів.

Актуальність теми. Актуальним є аналіз змін вмісту хімічних елементів для тестування теорій зоряної еволюції, зокрема, стадій субгігантів, гігантів та кламп гігантів, а також для дослідження хімічної еволюції Галактики з використанням елементів, вміст яких залишається незмінним на протязі цих стадій.

Високоточні визначення параметрів атмосфер і хімічного складу для великої кількості кламп гігантів дозволяють провести: 1) тестування сучасних теорій зоряної еволюції, 2) добір гігантів кламп, спираючись на їх хімічний склад, 3) порівняння хімічного складу зір, що перебувають на сусідніх еволюційних стадіях. На даний момент в літературі подані результати досліджень великої кількості високоточних спектрів зір карликів. Однак всі вони знаходяться у невеликому об’ємі з радіусом, малим в порівнянні з розмірами Галактики. Кількість зір карликів, досліджених в багатьох роботах, обмежується їх малою світністю. Тому вивчення спектрів субгігантів и гігантів, світність яких значно вища, актуальне для дослідження хімічної й динамічної еволюції Галактики.

2

Зв’язок дисертаційної роботи з науковими програмами, планами, темами. Дисертаційна робота виконана у НДІ “Астрономічна обсерваторія” Одеського національного університету ім. І. І. Мечникова в рамках виконання наступних держбюджетних тем:

· номер держреєстрації 0197U000467 “Дослiдження атмоcфер холодних зiр на рiзних стадiях еволюцiї” (1997 –1999);

· номер держреєстрації 0100U002874 “Дослідження фізики сталих та змінних зірок” (2000 – 2002);

· номер держреєстрації 0103U003766 “Вивчення хімічної та динамічної еволюції зірок і галактик” (2003 – 2005);

· Номер держреєстрації 0106U001671 “Вивчення еволюційних змін зір і Галактики на основі спектральних та фотометричних досліджень” (2006-2008),

· та в рамках міжнародної українсько-французької програми “Дніпро” , номер держреєстрації 0106U001214 “Фундаментальні параметри зір і дослідження Галактики“ (2005-2006).

Мета і задачі дослідження. Використовуючи велику добірку спектрів зір малих мас провести аналіз змін поверхневого вмісту хімічних елементів для тестування теорій зоряної еволюції, зокрема, стадій субгігантів, гігантів та кламп гігантів (КГ), а також для подальшого дослідження хімічної еволюції Галактики, спираючись на елементи, вміст яких не змінився в процесі еволюції.

Для досягнення цієї цілі було виконано:

1. Обробка спектрів, отриманих на 1.93 м телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу (OHP, Франція), з допомогою ешеле-спектрометра ELODIE.

2. Визначення параметрів атмосфер (ефективної температури Tеф, прискорення сили тяжіння lg g, мікротурбулентної швидкості Vt , та металевості [Fe/H]) зір, які знаходяться на стадіях субгігантів, гігантів та КГ.

3. Визначення вмісту елементів в атмосферах 8 субгігантів, 19 гігантів та 177 зір, які за фотометричними критеріями віднесені до кламп гігантів Галактичного диска.

4. Проведення досліджень прояву власної еволюції зір і процесів перемішування в їх атмосферах на основі розрахунків еволюційних треків для класичних моделей еволюції маломасивних зір.

5. На основі розрахунків еволюційних треків і визначення ефективних температур і вмісту елементів провести селекцію гігантів, що належать до різних еволюційних стадій.

6. Для елементів, вміст яких не змінився продовж власної еволюції зір, дослідити поводження їх вмісту від металевості.

Об'єкт дослідження – стаціонарні зорі субгіганти, гіганти та КГ G-, K- спектральних класів.

Предмет дослідження – фізичні параметри і хімічний склад атмосфер зір, еволюція зір.

3

Методи дослідження: методи обробки спектрів, як-от, проведення рівня неперервного спектру, вимір еквівалентних ширин ліній EW і ін. (DECH20) []; використання профілів лінії Hб та відношень інтенсивностей ліній для визначення величини Tеф, профілів лінії Ca I для визначення lg g; використання відомих і модифікованих програмних комплексів, таких як WIDTH-9, STARSP [], MULTI [] для визначення хімічного складу атмосфери зорі з використанням еквівалентних ширин ліній (WIDTH-9) і розрахунку синтетичного спектру з урахуванням вкладу молекул в наближенні ЛТР (STARSP) та у відсутності ЛТР (MULTI).

Наукова новизна отриманих результатів. У представленій роботі було вирішено наступні задачі:

1. Вперше, використовуючи єдину методику, визначено параметри і хімічний склад великого однорідного матеріалу (204 зорі).

2. Отриманий вміст елементів групи CNO підтверджує проходження реакцій горіння водню та подальше винесення переробленої речовини на поверхню.

3. Вперше на базі великого однорідного матеріалу (177 зір) для зір гігантів показано нахил залежності між [C/Fe] і [Fe/H] в даному діапазоні металевості.

4. Вперше виконано селекцію гігантів, що належать до стадії кламп, спираючись на ефективну температуру, вміст C i N та еволюційні розрахунки.

5. Вперше отримано вміст Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd и Eu в атмосферах великої вибірки зір, відібраних за фотометричними критеріями як кламп гіганти з металевостями від ?0.7 до 0.3 dex.

6. Вперше виконано порівняння середнього вмісту елементів r- s- процесу для 171 гіганта, які належать до двох еволюційних стадій.

7. Порівняння надметалевих зір (SMR) та зір тонкого та товстого дисків показало, що SMR зорі вірогідніше з усього є зорями тонкого диска і величини їх металевостей слід розглядати як верхню межу металевості диска.

Практичне значення отриманих результатів. Отримані параметри та хімічний склад зоряних атмосфер дозволяють моделювати еволюцію зір і Галактики, визначати їх вік, досліджувати їх структуру і прогнозувати їх розвиток.

Однорідні та надійні дані, отримані для великої вибірки зір, сприяють визначенню джерела постачальників хімічних елементів, удосконаленню розрахунків теорій нуклеосинтезу, теорій власної еволюції зір.

Отримані параметри атмосфер та хімічний склад великої за обсягом вибірки зір використовуються і можуть бути використаними у подальшому для проведення наукових досліджень у різних галузях астрофізики фахівцями таких обсерваторій, як ГАО НАНУ, КрАО, обсерваторій Бордо та Страсбурга (Франція), обсерваторій Ростова, САО (Росія) та інших.

Особистий внесок дисертанта. Здобувач брала участь у всіх етапах роботи від постановки задачі до виконання аналізу результатів і формування кінцевих висновків спільно з науковим керівником та іншими співавторами.

4

Дві з 10 робіт із переліку публікацій основних результатів дисертації виконано самостійно.

У роботах, виконаних в співавторстві, здобувачеві належить обговорення поставленої задачі, участь в розробці методики досліджень, в обробці спостережуваного матеріалу. Спільно з науковим керівником (Мішеніною Т.В.) визначено хімічний склад елементів в наближенні до ЛТР, особисто автором здійснено розрахунок синтетичних спектрів C, N, Ba та Eu для кламп гігантів, а також вміст інших елементів з використанням еквівалентних ширин.

Апробація результатів дисертаційної роботи. Основні результати були представлені на міжнародних конференціях в Одесі:

· 2000р. – міжнародна наукова конференція “Астрономія - 2000”, присвячена 150-річчю з дня народження О.К.Кононовича;

· 2001р. – міжнародна конференція “Variable Stars – 2001” ;

· 2002 р. – міжнародна конференція “Хімічна та динамічна еволюція зір та галактик”;

· 2005 р. – міжнародна конференція “Variable Stars – 2005”;

· 2006 р. – школа молодих вчених;

· 2007 р. – міжнародна наукова конференція “Сучасні проблеми астрономії”, присвячена 100-річчю з дня народження В.П.Цесевича;

А також на конференціях:

· 2004 р. – міжнародна наукова конференція “Chemical Abundances and Mixing in Stars in the Milky Way and its Satellites”, Кастильон, Італія;

· 2006 р. – міжнародна конференція “Методы спектроскопии в современной астрофизике” Москва, Росія;

· 2006 р. – четверта наукова конференція “Вибрані питання астрономії та астрофізики“, присвячена пам`яті Богдана Бабія, Львів.

Публікації. За темою дисертації опубліковано 10 науковіх праць, з них 8 у фахових журналах та дві по результатам конференцій. З цих 8 особисто автором без співавторів опубліковано 2 роботи. Перелік робіт надається далі.

Структура та обсяг дисертації. Дисертація складається зі вступу, п’яти розділів основної частини, висновків, списку використаних джерел і додатків. Загальний обсяг дисертації - 113 сторінок , основна частина - 95 сторінок з 39 рисунками та 5 таблицями, перелік використаної літератури включає 183 найменувань на 18 сторінках, 12 таблиць у додатках на 19 сторінках.

Основний зміст роботи

Вступ містить інформацію про актуальність теми дисертації, зв`язок роботи з науковими програмами, мету і задачі дослідження, наукову новизну одержаних результатів, їх практичне значення, особистий внесок здобувача та апробацію результатів дисертації.

Розділ 1 присвячено огляду літератури з теми дисертації та висвітлено основні положення проблеми, які цікавлять дисертанта в розрізі заявленої роботи.

5

Проведено розгляд праць, присвячених дослідженню хімічного складу зір малих мас, а також праць, результати котрих використовуються в цих дослідженнях. Приведено низку ядерних реакцій горіння водню та реакції нейтронних захватів. У підрозділі 1.2 надаються характеристики маломасивних зір, а саме, субгігантів, гігантів та кламп гігантів. Дослідження маломасивних зір, сформованих на ранніх етапах життя Галактики, дозволяє побудувати емпіричні залежності змін вмісту хімічних елементів з часом. У підрозділі 1.3 розглянуто поведінку вмістів елементів, які можуть змінюватися в процесі перемішування - Li, C, N, O, Mg, Na. Коли зоря досягає гілки гігантів, поверхнева конвективна зона розширюється всередину і речовина, яка зазнає ядерного перетворення, виноситься назовні, і поверхневий хімічний склад змінюється. Винесення продуктів горіння відбувається в епізоді першого перемішування ("first dredge-up"), коли в ядрі зорі (масою менше ніж 2.3 М) вигорає близько 10 % водню. Стандартний CNO цикл горіння водню усередині зір невеликих і помірних і мас (1-3 М) зменшує вміст вуглецю на -0.1- -0.2 dex і збільшує вміст азоту на 0.3 dex і більш []. У зорях менш масивних, ніж 2.3 М, гелієве ядро стає виродженим, перш ніж загоряється гелій. Ядро зростає за масою, гравітаційна енергія перетворюється в теплову й, коли маса ядра досягає 0.45- 0.5 М, загоряється гелій і горить у серії спалахів, зоря стає кламп гігантом і конвертує (перетворює) гелій у вуглець у невироджених умовах.

Стандартна теорія еволюції не передбачає змін вмістів O, Na, Al. В останні роки великий інтерес викликає можливість горіння водню в NeNa і в MgAl циклах, і винесення продуктів горіння в поверхневі шари внаслідок більш глибокого перемішування [], []. Не можна виключити таку можливість і для гігантів сонячної металевості, тим більше, що надлишки натрію в гігантах і надгігантах виявлені багатьма дослідниками [].

У розділі 2 (підрозділ 2.1 -2.3) автор описує спостереження та методи визначення параметрів атмосфер (Tеф, lg g, Vt , [Fe/H]) та вмісту елементів. Спектри досліджуваних зір були отримані на 1.93 м телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу (OHP, Франція), з допомогою ешеле-спектрометра ELODIE. Спектральна роздільна здатність R=42000, ділянка довжин хвиль 4400-6800 Е, відношення сигналу до шуму (S/N) 100-350. Первинна обробка спектрів (екстракція зображень, врахування космічних частинок, розділення на плоске поле і т.д.) була проведена безпосередньо при одержанні спектрів []. Подальша обробка спектрів (проведення рівня безперервного спектра, вимір глибин і еквівалентних ширин ліній EW і ін.) була виконана нами за допомогою пакета програм DECH20 []. Глибини й еквівалентні ширини ліній обмірювані методом припасування профілю Гаусса. Приведене порівняння EW ліній, обмірюваних у спектрах досліджуваних зір у даній роботі, з роботами інших авторів. Отримано добру згоду між різними системами EW ліній.

Ефективна температура (Tеф) зір є фундаментальним параметром і для її визначення розроблені різні методи, прямі і непрямі. Використання прямих методів

6

визначення Tеф можливо лише для обмеженого числа найближчих зір, оскільки вимагає знання їхніх радіусів і відстаней до них. В дисертації було застосовано два методи визначення Tеф. Перший - по відсутності залежності вмісту заліза lg A(Fe), визначеного по даній лінії FeI, від потенціалу збудження нижнього рівня Еlow цієї лінії. Другий метод використовує залежність відношення інтенсивності пари ліній у спектрі від Tеф. При цьому були використані близько 100 співвідношень, відкалібровані по раніше виконаних визначеннях Tеф різними авторами. Цей метод дозволяє визначити Tеф з точністю не гірше 20 К. Ми не використовували лінії іонів і елементів з високими потенціалами іонізації (такими як C, N, O), що чутливі до lg g і тому не придатні для визначення Tеф. Ми виключили також сильні лінії, де може помітно позначатися вплив постійної загасання. Нами використовувалися лінії елементів, в основному, залізного піку (лінії нейтральних атомів Si, Ti, V, Cr, Fe, Ni), що не показують помітних аномалій хімічного складу у випадку гігантів і не чутливі помітно до lg g.

Було використано три методи визначення прискорення сили тяжіння на поверхні lg g:

· спираючись на паралакси і маси, використовуючи стандартну формулу lg g = 4 lg Tеф +0.4Mбол + lg (M/ М) - 12.5, де прийняті наступні параметри для Сонця Теф = 5770 К і lg g = 4.40 і Mбол = V +5 +5log р +BC; де Mбол – болометрична зоряна величина, р – паралакс, BC – болометрична поправка з работи Фловера [];

· умову іонізаційної рівноваги для атомів заліза ( lg gIE ) що вимагає, щоб усереднений вміст заліза, визначений по Fe I і FeII лініях збігався, ми використовували лінії заліза з EW < 120 mЕ.;

· метод припасування крила лінії кальцію 6162 Е ( lg gCa ), обумовлений тим фактом, що крила помірних і сильних ліній кальцію чуттєві до газового тиску в зоряній атмосфері, і, відповідно, до прискорення сили тяжіння.

Точність визначення параметрів, з урахуванням даних, отриманих різними авторами, дорівнює: для ефективних температур - 100 K, прискорень сили тяжіння - 0.3 dex.

Величина мікротурбулентної швидкості Vt визначена з умови незалежності вмісту, визначеного по даній лінії від її еквівалентної ширини. Точність визначення турбулентної швидкості дорівнює 0.2 км/с.

Параметр металевості був прийнятий як відношення вмісту заліза, визначеного для даного об’єкту (Fe/H)*, до вмісту заліза на Сонці (Fe/H) , [Fe/H] = (Fe/H)* - (Fe/H)

У підрозділі 2.4 автор описує методи визначення хімічного складу та основне математичне забезпечення, що використовувалося для визначення вмісту хімічних елементів в атмосферах досліджуваних зір – WIDTH9, STARSP (ЛТР наближення), та MULTI (у наближенні неЛТР). Хімічний склад досліджуваних

7

зір визначений із застосуванням сітки моделей Куруца []. Вибір моделі проводився стандартною інтерполяцією моделей по Tеф і lg g. Вміст елементів визначався: 1) в ЛТР наближенні по еквівалентним ширинам ліній, з використанням сонячних сил осциляторів lg gf [] і програми Куруца WIDTH9 [] і методом припасування синтетичних спектрів, розрахованих по програмі Цимбала В.В. STARSP [], до профілів, що спостерігаються; 2) використовуючи не-ЛТР підхід для визначення вмісту натрію і магнію, спираючись на програмний комплекс MULTI []. Зорею порівняння було вибране Сонце. Сонячний вміст був визначений по спектрах Місяця й астероїдів, отриманих на тому ж спектрографі, що і зорі програми.

У розділі 3 було визначено параметри атмосфери, маси і вміст 29 елементів в атмосферах 8 субгігантів (серед них ? 2 надметалеві (SMR) зорі). Спектри субгігантів отримані на спектрографі ELODIE 1.93-м телескопа ОВП.

В результаті дослідження можна зробити висновки, що при просуванні зорі уздовж гілки субгігантів спостерігається зміна вмісту літію і вуглецю в досліджуваних зорях. В останній час привертають увагу надметалеві (SMR) зорі, оскільки вони є вірогідними кандидатами для пошуку планетних систем. Порівняний аналіз показав, що поширеність елементів в атмосферах SMR зір помітно відрізняється від такої у зорях товстого диска і у цілому узгоджується з поширеністю елементів у зорях тонкого диска. Вірогідніше усього, SMR зорі є зорями тонкого диску і їх металевість може розглядатися як верхня межа металевості диска.

У розділі 4 визначено параметри атмосфери, маси і вміст 21 елемента в атмосферах 19 гігантів на основі дослідження спектрів, отриманих на спектрографі ELODIE 1.93-м телескопа ОВП. Параметри атмосфер та хімічний склад було визначено методами, описаними у Розділі 2 дисертації. Для визначення прискорення сили тяжіння використані три методи – за умовою іонізаційної рівноваги для атомів заліза, з використанням паралаксів і мас, та підгонки крил лінії кальцію Ca I 6162 Е. Точність визначення параметрів дорівнює: для ефективних температур Tеф = ± 100 K, прискорення сили тяжіння lg g = ± 0.3 dex, мікротурбулентної швидкості Vt = ± 0.2 км/с. Вміст вуглецю, азоту, кисню та європію визначено в припущенні ЛТР за допомогою програми STARSP [] за розрахунками молекулярного спектру, при цьому вміст європію – з детальним урахуванням надтонкої структури. Вміст магнію і натрію визначено в припущенні неЛТР. Проведено дослідження проявів власної еволюції зір та процеси перемішування в їх атмосферах. Знайдено дефіцит вуглецю, надлишок азоту і “нормальний” вміст кисню, що свідчить про проходження реакцій CNO циклу термоядерного горіння водню і наступний за цим вихід переробленої речовини на поверхню. Виявлено невеликий надлишок натрію та залежність його вмісту від lg g. Це може свідчити на користь проходження реакцій горіння водню також у

8

NeNa-циклі. Серед досліджуваних зір, зоря HD 104979 класифікується як помірно-барієва. Опис цього класу зір подається у Розділі 1 дисертації. Виявлено, що хімічний склад HD 104979 відрізняється від інших гігантів вмістом елементів s–процесу. Характеристики, параметри та хімічній склад досліджуваних зір подається у таблицях додатку.

У Розділі 5 приводяться визначення параметрів, хімічного складу та еволюційного статусу 177 зір, які за фотометричними критеріями віднесені до кламп гігантів Галактичного диска. Зорі малих мас (нижче 2.3 М) піднімаються по гілці гігантів (ГГ) з виродженим гелієвим ядром, маса якого росте доти, доки не досягне критичного значення близько 0.45 М на вершині ГГ, у цьому місці гелій загоряється в ряді спалахів, що знімають виродження. Коли гелій загоря ється в центрі зорі, зоря втрачає світність, рухається вниз і вліво на діаграмі колір – світність і потрапляє в область, що відповідає горизонтальній гілці кульових скупчень. Оскільки усі зорі малих мас мають подібні маси на початку горіння гелію, вони мають і подібні світності. Ці зорі досить компактно розташовані на діаграмі колір – світність і показують особливість, названу кламп (clump – купа). Відповідно до еволюційних розрахунків і в згоді зі спостереженнями розсіяних скупчень, усі гіганти, що мають вік більше, ніж приблизно 1 Gyr, потрапляють в область кламп гігантів (КГ) []. Оскільки кламп гіганти вже пройшли стадію гіганта і гелієвого спалаху, можна сказати, що вміст елементів у їхніх атмосферах відбиває не тільки хімічний склад дозоряної речовини, але і його зміни, привнесені внаслідок еволюції зорі процесами нуклеосинтезу, конвективного перемішування і викидів з оболонки під час гелієвих спалахів.

У підрозділах 5.1 -5.4 описано визначення параметрів атмосфер, хімічного складу зір. Основні характеристики досліджуваних зір – спектральні класи Sp, зоряні величини V узяті з бази даних SIMBAD, паралакси р - зі спостережень супутника ГІППАРКОС [] приведені в додатках до дисертації. Спектральний матеріал було отримано на 1.93 м телескопі Обсерваторії Верхнього Провансу (Франція), з ешеле-спектрометром ELODIE.

Величина ефективної температури визначалась методом, в основу якого покладена залежність відношення інтенсивності пари ліній у спектрі від Tеф. Метод описано в Розділі 2 дисертації. Прискорення сили тяжіння на поверхні lg g не може бути надійно визначено, спираючи на паралакси і маси, оскільки гіганти кламп мають різні початкові маси. Тому ми використовували два методи спектроскопічного визначення lg g: умову іонізаційної рівноваги для атомів заліза ( lg gIE ) та метод припасування крила лінії кальцію 6162 Е ( lg gCa ).

Хімічний склад досліджуваних зір визначений із застосуванням сітки моделей Куруца []. Вибір моделі проводився стандартною інтерполяцією моделей по Теф і lg g. Вміст елементів: Ca, Si, Ni, Fe, визначений в ЛТР наближенні по еквівалентним ширинам ліній, з використанням сонячних сил осциляторів lg gf

9

[] і програми Куруца WIDTH9. Отримані нами відносні вмісти елементів, щодо вмісту в атмосфері Сонця [El/H], помилка індивідуального визначення і кількість ліній даного елемента n, використаних в аналізі, приведені у додатках

до дисертації. Сонячний вміст був визначений по спектрах Місяця й астероїдів, отриманих на тому ж спектрографі, що і зорі програми.

Вміст Li у зорях програми отриманий в наближенні ЛТР методом припасування синтетичних спектрів, розрахованих по програмі Цимбала В.В. STARSP [], до профілів, що спостерігаються. Повний список атомних і молекулярних ліній в області лінії 7Li 6707 Е взято з роботи []. Порівняння наших результатів з величинами, знайденими Брауном і ін. [], показує гарну згоду: lg A (Li) [] - lg A (Li) наші = - 0.01 ± 0.13 (для 8 спільних зір). Вміст вуглецю, азоту і кисню отриманий методом синтетичного спектра по програмі STARSP з урахуванням молекулярної дисоціативної рівноваги. Для визначення вмісту вуглецю була використана молекулярна смуга С2 5635 Е, азоту – молекулярна смуга CN 6470 Е, кисню – заборонена лінія атомарного кисню [OI] 6300.3 Е. Розрахунок проводився з наступними потенціалами дисоціації D0(C2) = 6.15 еВ і D0(CN) = 7.76 еВ.

Для всіх розглянутих гігантів середні величини вмісту [C/Fe], [N/Fe], і [O/Fe] наступні:

< [C/Fe] > = -0.23 ± 0.08, < [O/Fe] > = 0.08 ± 0.16, і < [N/Fe] > =0.25 ± 0.09.

Ці усереднені відношення вмістів добре узгоджуються зі стандартними передбаченнями теорії еволюції []. Однак наші дані показують нахил залежності вмісту вуглецю [C/Fe] від [Fe/H]. Порівняємо наші визначення (відкриті кружки) вмісту вуглецю з визначеннями [] и [] для всіх зір (рис. 5.8 дисертації). Середні величини, отримані в цих роботах рівні: < [C/Fe] > = -0.22 ± 0.21 [] і < [C/Fe] > = -0.31 ±0.30 []. Вони знаходяться в гарній згоді з нашими даними < [C/Fe] > = -0.23 ± 0.08 у межах помилок визначень, при цьому вони мають менший розкид. Залежність [C/Fe] від [Fe/H] (див. рис. 5.8 дисертації ) ясно спостерігається тільки для нашої вибірки гігантів. Таке ж поводження [C/Fe] від [Fe/H] виявлено в карликах диска [], і, очевидно, не є особливістю зір кламп, а відображає загальну тенденцію зменшення відносного вмісту C у диску Галактики зі збільшенням [Fe/H]. Виявлено незначну залежність між [N/Fe] і [Fe/H], але великий розкид наших даних по вмісту азоту не дозволяє нам наполягати на більш категоричному висновку. Поводження вмістів Mg, Ca , і Si (б - елементи) і Ni (елемент залізного піку) від [Fe/H] у гігантах аналогічно поводженню цих елементів у карликів []. Це дозволяє нам використовувати їхній вміст для дослідження хімічної і динамічної еволюції Галактики.

В підрозділі 5.5 дається порівняння з теоретичними розрахунками та визначення еволюційного статусу зір. Ми порівняли розраховані еволюційні треки і положення досліджених зір, а також розрахункові зміни вмістів C, N, і Na у функції ефективних температур уздовж гілки гігантів (ВГГ) і відповідні спостережувані дані. Порівнюючи отримані вмісти азоту і вуглецю в зорях з теоретичними

10

пророкуваннями моделей зоряної еволюції ми спробували визначити еволюційний статус і виконати більш надійне, порівняно з фотометричною, селекцію кламп гігантів із усієї вибірки зір. Спочатку ми приписали масу й еволюційний статус кожному об'єкту, порівнюючи його положення на діаграмі "світність-температура" з теоретичними треками. У результаті цього порівняння, 125 зір були ідентифіковані як зорі ВГГ чи зорі кламп (ВГГ/КГ), 4 – як субгіганты, 38 – як ймовірні зорі ВГГ і 2 – як ймовірні зорі асимптотичної гілки гігантів (АГГ). Потім, для кожної зорі була перевірена відповідність вмісту азоту в її атмосфері стандартним передбаченням для зорі відповідної маси, попередньо приписаній даній зорі. Вміст вуглецю використовувався тільки як додаткова перевірка внаслідок наявності залежності [C/Fe] від [Fe/H]. Таким чином, надійно були відібрані: 21 кламп гігант, плюс 54 кандидати в кламп гіганти і, приблизно, 100 звичайних гігантів, що показують всі ознаки першого перемішування.

У підрозділі 5.6 для 171 зорі з нашого списку (за винятком 6 віддалених зір) визначені вмісти Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd і Eu та для 52 зір - вмісти Zr та Sm у ЛТР наближенні. Для елементів Y, Zr, La, Ce, Pr, Nd та Sm визначення вмісту виконано по обмірюваним еквівалентним ширинам ліній EW, з використанням сонячних сил осциляторів lg gf [] і програми Куруца WIDTH9. Вмісти Ba і Eu визначені з урахуванням надтонкої структури [] методом синтетичного спектра по програмі STARSP. Щоб виявити еволюційні зміни вмістів елементів, утворених у процесах нейтронних захватів, ми порівняли середні значення вмістів для зір з чітко визначеним статусом, установленим нами вище: КЛ чи ВГГ. Усі розглянуті елементи, включаючи Eu, показують трохи підвищений вміст в атмосферах кламп гігантів відносно зір ВГГ. Однак, це розходження (< 0.1 dex) знаходиться в межах помилок визначень і не є значимим. Для двох ключових елементів – Y (s – процес) і Eu (r – процес) ми показуємо вмісти як функцію металевості. Вмісти ітрію і європію для розглянутих двох груп гігантів являють собою множини, що перекриваються. Це говорить про відсутність підвищеного збагачення елементами, що утворюються в процесах нейтронних захватів у зорях кламп відносно зір ВГГ.

Приймаючи до уваги вищевикладене, ми можемо розглянути поводження вмістів елементів для всіх досліджуваних зір. Характерною рисою поводження вмісту Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd і Eu від металевості є наявність залежності їхнього вмісту від [Fe/H]. Нахил залежності вмісту Eu, як елемента r-процесу, підтримує уявлення про те, що основний внесок у збагачення європієм при даних металевостях продовжують вносити масивні зорі ( SN II ). Ітрій же, що належить до легких елементів s-процесу, показує менш помітний нахил [Y/Fe] від [Fe/H] у порівнянні з Eu і з важкими елементами s-процесу (Ba, La, Ce, Pr, Nd). На наш погляд, це може говорити про триваючий внесок в збагачення ітрієм при [Fe/H] > -0.4 від зір АГГ, що асоціюється з ростом їхньої кількості, і піком виробництва Y

11

при цій металевості. У той час, як пік виробництва важких елементів s-процесу знаходиться при [Fe/H] біля -0.8 dex, і внесок у збагачення цими елементами від зір АГГ знижується при [Fe/H] > -0.4 dex . Це якісно узгоджується з розрахунками виходу елементів у зорях АГГ [] і пророкуваннями хімічної еволюції при сонячної металевості. Серед представлених залежностей звертає на себе увагу різка зміна вмісту барію при [Fe/H] біля -0.4 dex . Але порівняння з даними інших авторів говорить про гарну згоду результатів.

Висновки

1. Вперше, використовуючи єдину методику, визначено параметри і хімічний склад великого однорідного матеріалу (204 зорі)

2. Отриманий вміст елементів групи CNO підтверджує проходження реакцій горіння водню та подальше винесення переробленої речовини на поверхню.

3. Вперше виконано селекцію гігантів, що належать до стадії кламп, спираючись на ефективну температуру, вміст C i N та еволюційні розрахунки.

4. Проведений аналіз показав, що вміст Li не може використовуватися, як критерій відділення гігантів кламп від гігантів ГГ.

5. Вперше на базі великого однорідного матеріалу (177 зір) для зір гігантів показано нахил залежності [C/Fe] від [Fe/H] в даному діапазоні металевості.

6. Вперше отримано вміст Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd и Eu в атмосферах великої вибірки зір, відібраних за фотометричними критеріями як кламп гіганти з металевостями від ?0.7 до 0.3 dex.

7. Вперше виконано порівняння середнього вмісту елементів r- s- процесу для 171 гіганта, які належать до двох еволюційних стадій.

8. Отриманий нахил залежності вмісту Eu, як елементу r-процесу, підтверджує теорію, що основний вклад в збагачення європієм на даних металевостях продовжують вносити масивні зорі (SN II). Менш помітний уклін [Y/Fe] від [Fe/H], в свою чергу може говорити про продовження вкладу в збагачення іттріем при [Fe/H] > -0.4 від зірок АГГ. Це якісно співпадає з розрахунками виходу елементів в зорях АГГ [] і передбаченнями хімічної еволюції на сонячній металевості.

9. Порівняння SMR зір та зір тонкого та товстого дисків показало, що SMR зорі вірогідніше з усього є зорями тонкого диска і величини їх металевостей слід розглядати як верхню межу металевості диска.

10. Літій і вуглець показали зміну вмісту при просуванні впродовж гілки субгігантів згідно стандартній теорії еволюції.

За матеріалами дисертації опубліковано:

1. Горбанева Т.И., Мишенина Т.В., Канцен Л.Э., Субиран К., Коротин С.А. Процессы перемешивания в атмосферах холодных гигантов. Наблюдательные проявления горения водорода. // Кинем. и физ. небесн. тел. – 2004.-T. 20, № 4. – C. 300-312.

12

2. Мишенина Т.В. Бьенейме О., Шарбоннель К., Субиран К., Горбанева Т.И., Коротин С.А., Ковтюх В.В. Химический состав кламп гигантов.// 2007, в сб. “Методы спектроскопии в современной астрофизике”, Под ред. Л.Машонкиной и М.Сачкова. Янус-К, Москва. – 2007. - Стр 131-151.

3. Мишенина Т.В., Горбанева Т.И., Канцен Л.Э., Субиран К. Анализ спектров восьми субгигантов.// Кинем. и физ. небесн. тел. – 2002. – T. 18, №. 4. – C. 306-320.

4. Gorbaneva T. I., Abundances of neutron-capture elements in red giant stars// Astron. and Astrophys. Trans. – 2006. - Vol. 25 - Р. 463-467.

5. Gorbaneva T.I. Enrichment of the galactic disk by the neutron capture elements\hb (Ba and Eu) // Odessa Astron. Publ. – 2005. – Vol. 18. – P. 57-60.

6. Kovtyukh, V. V., Mishenina, T. V., Gorbaneva, T. I., Bienayme, O. et al. Determinations of high-precision effective temperatures for giants based on spectroscopic criteria. // ARep. – 2006. - Vol.50. - Р. 134-142.

7. Mishenina, T. V., Bienayme, O., Gorbaneva, T. I., Charbonnel, C.; Soubiran, C., et al. Elemental abundances in the atmosphere of clump giants.// Astron. and Astrophys// – 2006. - Vol. 456. - p.1109-1120.

8. Mishenina T.V., Gorbaneva T.I., Kantsen L.E. Preliminary abundance analisis of 9 subdwarfs// Odessa Astron. Publ. – 2001. – Vol. 14. – P.247-248.

9. Mishenina T. V., Gorbaneva T. I., Bienayme O ., Soubiran C., Kovtyukh V.V., and Orlova1 L. F. Abundances of Neutron-Capture Elements in Atmospheres of Cool Giants. // ARep. – 2007. - Vol. 51. - Р. 382-393.

10. Mishenina T.V., Kovtyukh V.V., Soubiran C., Bienayme O., Korotin S.A., Gorbaneva T.I. Precise effective temperature and new abundances for a large sample of disk stars. 2005 in Chemical Abundances and Mixing in Stars in the Milky Way Galaxy and its Satellites, ESO/Arcetri Symposium held in Castiglione della Pescaia, 13.-17. Sep. 2004, eds. L. Pasquini & S. Randich (Springer-Verlag Press).

Цитована література

1.Галазутдинов Г. А. Система обработки звездных эшелле-спектров.– Нижний Архыз, 1992. – 52 с. (Препринт/ Российская АН. САО; № 92).

2.Мишенина Т.В., Цымбал В.В. Содержание Li и элементов СNO - группы в атмосферах девяти пекулярных гигантов. Письма в Астрон. журн. – 1997. – т. 23, № 9. – С. 693-699.

3.Brown J.A., Sneden C., Lambert D.L., Duchover E. A search for lithium—rich giant stars // Astrophys. J. Suppl. Ser. –1989. – Vol. 71, № 2. – P. 293-322.

4.Busso M., Gallino R., Wasserburg G. Nucleosynthesis in Asymptotic Giant Branch Stars: Relevance for Galactic Enrichment and Solar System Formation // Annual review of Astronom. and astrophys. – 1999. – Vol. 37, № 1 – P. 239-309.

5.Carlsson M. A computer program for solving multi-level non-lte radiative transfer problems in moving or static atmospheres // Uppsala Obs. Rep. – 1986. – P. 33.

13

6.Denissenkov P. A., Ivanova N. S., Weiss A., Main-sequence stars of 10 and 30 Msun: approaching the steady-state rotation//Astron. and Astrophys. - 1999. – Vol. 341, № 1. – P. p. 181-189.

7.Denissenkov, P. A., & Tout, C. A. On a physical mechanism for extra mixing in globular cluster red giants// MNRAS. – 2000. – Vol. 316, №2. – P. 395-406.

8.Flower P.J. Transformations from theoretical Hertzsprung-Russell diagrams to color-magnitude diagrams: effective temperatures, B-V colors, and bolometric corrections// Astrophys.J. – 1996. – Vol.469, №1. – P. 355-365.

9.Girardi L., A secondary clump of red giant stars: why and where// MNRAS. – 1999. – Vol. 308, №3. – P. 818-832.

10.Gratton G., Bonifacio P., Bragaglia A. et al. The O-Na and Mg-Al anticorrelations in turn-off and early subgiants in globular clusters// Astron. and Astrophys. – 2001. – Vol. 368, №.1 – P.87-98.

11.The HIPPARCOS and TYCHO catalgues. Noordwijk, Netherlands: ESA Publications Division, - 1997.

12.Iben I. Single and binary star evolution // Astrophys. J. Suppl. Ser. – 1991. – Vol.76, №1 – P. 55-114.

13.Iben I., Renzini A. Single star evolution I. Massive stars and early evolution of low and intermediate mass stars // Phys. Rep. – 1984. – Vol. 105, № 6. – P. 329-406.

14.Katz D., Soubiran C., Cayrel R., Adda M., Cautain R. On-line determination of stellar atmospheric parameters Teff, lg g, [Fe/H] from ELODIE echelle spectra. I. The method // Astron. and Astrophys. 1998. Vol. 338, № 1. P. 151-160.

15.Kjergaard P., Gustafsson B. Carbon, nitrogen, and oxygen abundances in G8-K3 giant stars// Astron. and Astrophys. – 1982. – Vol.115, №.1 – P. 145-163.

16.Kovtyukh V.V., Andrievsky S.M. Do we really