Эволюция звезд асимптотической ветви гигантов Францман, Юрий Львович

Введение к работе

Актуальность т&ж исследований. Асимптотическая ветвь гигантов (АБГ) - это конечная стадия ядерной эволюции звезд малой и средней массы, от —'І Мф до ~8 М_е , На стадии АВГ находятся звезды с особенности химического состава, которые изучаются уже в течение многих лег. Это углеродные звезды класса М , S-звезды. С этой стадией, по-видимому, непосредственно связано наличие особенностей состава бариевых звезд. Исключительное внимание, проявляемое в последнее время наблюдателями и теоретиками к изучении звезд на этой стадии, которую проходят примерно 90$ всех звезд, вызвано несколькими -причинами,: от интенсивности процесса потери массы звездой на АВГ зависит ее конечная судьба - превратится ли она после сброса планетарной туманности в белый карлик, или, если вырожденное углеродно-кислородное ядро звезды успеет достичь предела Чандрасекхара (1,4 Mq), должен произойти взрыв сверхновой; звезды АВГ являются основным источником вещества, которое обогащает межзвездную среду (и последующие поколения звезд) веществам с изменившимся в результате ядерных реакций составом (обогащенным, в основном, углеродом и элементами 5-процесса); изучение химического состава атмосфер звезд АБГ и сравнение его с составом других звезд предоставляет возможность судить о ядерных процессах и физических условиях (о температуре, о процессах перемешивания) в недрах звезд; будучи объектами высокой светимости, звезда АВГ могут определять интегральную светимость (и цвет) некоторых звездннх агрегатов. Эти звезды наблюдаются не только в нашей Галактике, но и в соседних галактиках, что позволяет изучать историю их звездообразования и эволюцию их химического состава.

За последние 10-12 лет как теоретическое изучение стадии АНТ, так и наблюдения звезд, находящихся на этой стадии, проводятся интенсивно во многих астрономических центрах. Важные результаты получены путем внеатмосферных наблюдений. Результатам исследований были пось.чщекы целиком или частично несколько проведенных недавно международных симпозиумов и конференций. Удалось качественно объяснить многие результаты наблюдений. Однако в количественном отношении наблюдения и теория во многом не согласовывались. Кроме того, были еще наблвдения, которые в рамках существующей теории объяснить вообще не удавалось.

Цель работы. Основной целью исследований являлось развитие теории ядерной эволюции звезд на поздних стадиях. Конкретные задачи были следующие:

1. Уточнение и обобщение теории эволюции звезд на АВГ путем сравнения наблюдения с результатами моделирования населений звезд этой стадии.

2. Интерпретация наблюдений разных классов звезд, находящихся на АКТ, а таккв других объектов, связанных с этой стадией.

3. Исследование истории звездообразования л химической эволюции Магеллановых Облаков на основании расчетов населений звезд АВГ.

4. Исследование вклада вщества, теряемого звездами АВГ, в химический состав иекзіездной среда в Галактике.

Научная новизна. Все основные положения, выносимые на защиту, содержат оригинальные результаты, т.е. являются новыми. Большая часть их получена путем применения разработанной автором методики теоретического моделирования населений звезд. Основные результаты приведенные в диссертации и определяющие научную новизну, следующие:

5. Рассчитана и подробно проанализирована функции светимости звезд АВГ в ілагеллановшс Облаках и функции касс белых карликов в окрестностях Солнца. Впервые получено хорошее согласие расчетов с наблюдениями. Показано, что в звездах АВГ, при достижении ими определенной светимости, происходит внезапное сильное увеличение интенсивности потери массы.

6. Впервые количественно объяснено большое различие отношений числа углеродных и.кислородных звезд ( N_c/Nm ) в разных галактиках. Показано, что для согласования теории и наблюдений не достаточно учитывать лишь различия начального химического состава звезд. Необходимо предполагать внезапное увеличение интенсивности потери массы звездами на АВГ (это является еще одним, и

не последним, аргументом в пользу такого предположения). Кроме того, впервые показано, что величина Nc/Nm в большой мера зависит от учета ранней стадии эволиции на АВГ, когда в гелиевом слоевом источнике еще на происходят тепловые вспншки. Хотя эта стадия теоретически исследована уже около 10 лет назад, до сих пор в исследованиях других авторов она не учитывалась.,

3. Впервые теоретически получено распределение отношения С/0 (углерода к кислороду) в атмосферах углеродных звезд в Галактике, объяснен факт уменьиения величины С/0 о увеличением светимости звезд. Показано, что в Галактике углеродными могут становиться лишь звезды малых масс (начальная масса М<1,5 Uq). Этим.объясняется отсутствие углеродных звезд в рассеянных скоплениях.

4. Путем моделирования населений звезд АВГ в Большом Магеллановом Облаке (3.10) я в Малом Магеллановом Облаке (ШО) впервые получен результат, заключающийся в том, что окончательной фазой эволюции звезд на АЗГ высокой светимости в ІИ0 может быть вспышка сверхновой. В Н.'О таких звезд нет. Впервые также показано, что

различие интенсивности потери кассы звездами на АЕГ в HdO и в ШО может достигать почти порядка величины.

5. Проведено моделирование АЗГ скоплений звезд с начальным хи
мическим составом, соответствующим НЛО и ШО. Впервые получены
оценки ожидаемого количества углеродных и кислородных звезд в
скоплениях в зависимости от Еозраста^ химического состава, поте
ри массы- Объяснено отсутствие углеродных звезд в старых скопле
ниях. Определен возраст 13 скоплений в ШО и 32 - в ШО. На осно
вании учета ранней стадии АБГ явилась возможность выявить скопле
ния, возраст которых оказался на 1,5 порядка (!) меньше, чем пред-

полагалось ранее. Показано, что в ШО, по-видимому, ~ 5*10 лет назад произошла ьспыина звездообразования, прячем эволюция химического состава ШО в прошлом была неоднородна, как во времени, так и в пространстве.

6. Впервые показано, что S-звезды в Магеллановых Облаках на
ходятся не на стадии тепловых вспышек, а на ранней стадии АНТ.

?. Вперше рассчитан вклад звезд АВГ в содержание радиоактивного изотопа **А в межзвездной среде в Галактике. Показано, что при помощи этого механизма хорошо объясняются наблюдения (если потеря массы звездами на АВГ увеличивается скачкообразно при достижении зієздоіі определенной светимости).

8. Впервые проведено моделирование населений звезд АВГ с избытком элементов 4-процесса (согласно сценарию эволюции - образование этих звезд происходит в результате обмена массой в двойных системах). Рассчитаны относительное количество таких звезд на главной последовательности, ветви субгигантов, относительное количество бариевых звезд.'Результаты согласуются с наблюдениями.

Научная и практическая ценность работы. Научная и практическая ценность работы определяется тем, что полученные результаты в значительной мере завершают построение количественной теории ядерной эволюции звезд. Это дало возмотаость по-новому подойти к интерпретации природы многих классов астрономических объектов и изучить их яволицию.

Практическая ценность работы состоит также в тш, что разработанная методика в дальнейшем, по море получения новых результатов наблюдений, даст, возможность получать новые результаты для статистических исследований.

Некоторые результаты проведенных исследований содержат рекомендации для проведения наблюдений. Это относится к исследованиям количества углеродных и кислородных звезд в скоплениях в зависимости от их возраста и начального химического состава, к возможности наблюдения изотопа AJ в звездах, к поискам звезд с увеличенным содержанием элементов 6-процесса среди звезд главной последовательности, субгагантов ж гигантов.

Основные положения, выносимые- на защиту.

1. При помощи разработанной диссертантом методики моделирования населений звезд получены функции светимости звезд АЕГ в Магеллановых Облаках. Эти функции светимости согласованы о наблюдениями путем вариаций интенсивности процессов перемешивания в недрах звезд и интенсивности потери массы.

2. Показано, что интенсивность потери массы звездами АВГ . скачкообразно возрастает по достижении этими звездами определенной светимости. Это утверждение подтверждается путем моделирования следующих зависимостей и величин: функции светимости звезд АЗГ в Магеллановых Облаках, функции масс белых карликов

в окрестностях Солнца, относительного количества углеродных и кислородных звезд в разных галактиках, светимости звезд АВГ в шарових скоплениях в Магеллановых Облаках с известным возрастом,

вклада звезд АВГ в содержание радиоактивного изотопа At в межзвездном веществе в Галактике.

3. Объяснено наличие большого различия отношений количества углеродных и кислородных звезд в разных галактиках. Показано, что для согласования теории и наблюдений, кроме различий начального химического состава звезд, необходішо принимать во внимание большое количество М-звезд, находящихся на ранней стадии эволюции звезд на АВГ, когда обогащения оболочки углеродом не происходит.

4. Показано, что в Галактике углеродными могут, становиться лишь звезды малой массы (Ы

5. Установлено большое различие в интенсивности потери массы в конце эволюции на АВГ звездами ШО и ШО. Следствием этого является предположение, что окончательной фазой эволюции звезд 6-8 Ыф в .'.ШО можно ожидать вспышки сверхновой, а в БМО конечной стадией эволюции всех звезд АВГ являются белые карлики.

6. Получены оценки ожидаемого количества углеродных и кислородных звезд в типичных скоплениях в зависимости от возраста, ХИ..ШЧЄСКОГО состава, интенсивности потери массы звездами. Объяс-нено отсутствие углеродных звезд в шаровых скоплениях.

7. Определен возраст 13 шаровых скоплений в ШО и 32 - в E.I0. Выявлены скопления, возрасты которых на 1,5 порядка меньше по сравнению с определенный! другими авторами.

8. Показано, что история процесса звездообразования в М.50 и НЛО и химическая эволюция этих галактик различны. Эволюция химического состава БКО неоднородна как во вреі/ени, так и в пространстве. ...

9. Показано, что наличие в межзвездной среда в Галактике радиоактивного изотопа

26_Ае

объясняется его образованием в звездах AST.

10. Проведено моделирование населений звезд с избытком Ь-
элементов (звезды главной последовательности с увеличенным со
держанием элементов 3-процесса, субгигангн СН, бариевые звез
ды) согласно эволюционному 'сценарию образования этих звезд в
результате обмена массой в двойных системах. Показано, что в
большинстве бариевых звезд особенности химического состава при
обретены, когда они находились еще на главной последовательнос
ти. Полученная в результате теоретических расчетов частота ба
риевых звезд среди красных гигантов соответствует наблюдениям.
Получено подтверждение равномерного распределения начальных
масс отношений компонент двойных систем в широком диапазоне из
менения, этой величина...

Апробация результатов. Основные результаты, изложенные в диссертации, докладывались на II международных.конференциях (всего. 13 докладов): 6-е совещание Проблемной комиссии "Физика и эволюция звезд" Шогоотороннего сотрудничества АН социалистических стран, Бург (Германия), 1980; Симпозиум "Химический состав и эволюция звезд" Шогоотороннего сотрудничества социалистических стран "Оизика и эволюция звезд", Шемаха, 1980; Шестое советско-финское астрономическое совещание, Ташшн, 1986; 106 коллоквиум MAC "Эволюция пекулярных красных гигантов",Блумингтон (США), 1988; Конфе-h

раїщия "Нестационарные стадии эволюции звезд" Многостороннего сотрудничества социалистических стран "Физика и эволюция звезд", САО, 1988; IX Европейская региональная астрономическая.конференция "Новые окна во вселенную", Тенериф (Испания), 1989; Международный коллоквиум "От мир к планетарным туманностям: каков путь звездной эволюции?", Монпелье (Франция), 1989; Конференция астрономов Северной Балтии, Упсала (Швеция), 1990; Региональный Тихоокеанский коллоквиум "Новые рубежи в изучении двойных звезд", Сеул (Шная Корея), 1990; прочитаны лекции на меадународншс школах молодых астронов в Бшще (Германия), 1981, и в Варнаве (Польша), 1987; на 8 Всесоюзных конференциях: Совещание "Эволюционное состояние звезд поздних спектральных классов с пекуляр-ностями химического состава", Юрмала, 197?; III Всесоюзное совещание по сверхновым звездам, Москва, 1987; Совещание "Звездные скопления", Свердловск, 1986; Научная конференция "Холодные гиганты", Рига, 1987; Совещание "Кинематика и динамика звездных систем" Рабочей группы "Звездные скопления и агрегаты" Астрономического совета АН СССР, Ленинград, 1988; Совместное совещание рабочих групп "Нормальные галактики" и "Галакткіса" Астрономического совета АН СССР, Киев, 1988; Второе совещание прибалтийских астрономов "Смзика звезд и галактик", Юр.іала, 1990; Всесоюзная конференция "Астрономия сегодня", Нижний Новгород, 1991; а такке, на заседании Отделения физических и технических наук Латвийской АН в 1989 г.; неоднократно на заседаниях.Ученого совета Радиоастрофизической обсерватории Латвийской АН; на семинаре Сектора физики и эволюции звезд Астрономического совета АН СССР в 1988 и 1991 гг. на семинаре Кафедры астрофизики Ленинградского государственного университета в 1990 г.; неоднократно на семинаре Отдела астрофизики Радиоастрофизической обсерватории Латвийской'!*АН.

- II -

Публикации. Личный вклад автора. По теме диссертации авгорал опубликованы 23 работы, из нга одна - с соавтором. Список работ помещен в конце автореферата.

Постановка.задачи принадлежит автору диссертации, изложенные результаты получены самостоятельно. В единственной совместной статье использованы наблюдения проведенные соавтором, теоретическая их интерпретация сделана автором диссертации.

Структура и объем диссертации. Диссертация состоит из введеній, семи глав, заключения и выводов и списка цитированной литературы, диссертация содержит 251 страницы основного текста, 59 рисунков, 16 таблиц. Список цитированной литературы содержит 348 наименований.