Содержание к диссертации
Введение
2 Метод вычислений 21
2.1 Модификация комплекса программ NONLTE3 . 21
2.1.1 Переходы с перевычисляемыми радиативны-
ми скоростями 23
2.1.2 Количественные характеристики комплекса N0NLTE3 25
2.1.3 Источники непрозрачности 25
2.2 Анализ точности сечений ударных процессов . 27
2.2.1 Возбуждение электронным ударом 29
2.2.2 Ионизация электронным ударом 32
2.2.3 Ударное возбуждение и ионизация атомами водорода 33
2.3 Модели атмосфер 38
2.4 Методика расчета синтетического спектра 45
2.4.1 Сверхтонкое расщепление и изотопические сдвиги 47
2.4.2 Эффекты затухания 51
3 Отклонения от ЛТР в атмосферах холодных звезд 54
3.1 Отклонения от ЛТР для Ball 54
3.1.1 Модель атома Ball 54
3.1.2 Кинетическое равновесие Ball в атмосферах звезд разной метал личности 57
3.1.3 Эмпирическое уточнение атомных параметров линий Ball из анализа солнечного спектра 62
3.1.4 Не-ЛТР эффекты в линиях Ball 68
3.2 Отклонения от ЛТР для EuII 70
3.2.1 Модель атома EuII 71
3.2.2 Кинетическое равновесие EuII 79
3.2.3 Эмпирическое уточнение атомных параметров линий EuII из анализа солнечного спектра 84
3.2.4 Не-ЛТР эффекты в линиях EuII 91
Ф 3.3 Отклонения от ЛТР для SrII 91
3.3.1 Модель атома SrII 91
3.3.2 Кинетическое равновесие SrII в атмосферах звезд разной металличности 95
3.3.3 Эмпирическое уточнение атомных параметров линий SrII из анализа солнечного спектра 98
3.3.4 Не-ЛТР эффекты в линиях SrII 102
3.4 Отклонения от ЛТР для Nal 106
3.4.1 Модель атома Nal 107
3.4.2 Кинетическое равновесие Nal 112
3.4.3 Не-ЛТР эффекты в линиях Nal 117
'.# 3.5 Отклонения от ЛТР для Mgl 121
3.5.1 Модель атома Mgl 121
3.5.2 Кинетическое равновесие Mgl и не-ЛТР эффекты в линиях Mgl 122
3.6 Отклонения от ЛТР для Lil 126
3.6.1 Модель атома Lil 126
3.6.2 Кинетическое равновесие Lil 127
3.7 Обзор не-ЛТР исследований для других атомов . 131
3.7.1 Анализ отклонений от ЛТР 132
3.7.2 Определение не-ЛТР содержаний 139
4 Определение не-ЛТР содержаний бария, европия и стронция у исследуемых звезд 145
4.1 Наблюдательный материал 145
4.2 Параметры звезд и принадлежность к галактическим населениям 149
4.2.1 Параметры 66 звезд из списков Фурманна . 149
4.2.2 Определение параметров звезд с UVES спек трами 154
4.2.3 Тип галактического населения 168
4.3 Определение содержаний элементов 171
4.3.1 Содержания бария 172
4.3.2 Содержания европия 188
4.3.3 Содержания стронция 200
5 Определение для звезд отношения содержаний четных и нечетных изотопов бария 211
6 Содержания тяжелых элементов и эволюция Галактики 219
6.1 Модели химической эволюции Галактики 219
6.2 Отношения [Eu/Fe] и [Eu/Ва] и шкала времени для различных фаз в эволюции Галактики 222
6.3 Отношение [Eu/Mg] и нуклеосинтез в ранней Галактике 230
6.4 Отношение [Sr/Ba] и соотношение основной и слабой компонент s-процесса 237
7 Применение не-ЛТР подхода для решения других
астрофизических задач 241
7.1 Ионизационное равновесие EuII/EuIII в атмосферах Ар звезд 241
7.2 Ball-звезды 247
7.3 Не-ЛТР эффекты для Lil в атмосферах Ар звезд 248
8 Заключение
- Количественные характеристики комплекса N0NLTE3
- Эмпирическое уточнение атомных параметров линий Ball из анализа солнечного спектра
- Эмпирическое уточнение атомных параметров линий SrII из анализа солнечного спектра
- Определение параметров звезд с UVES спек трами
Введение к работе
Согласно современным теоретическим представлениям, происхождение наиболее легких химических элементов: водорода, гелия, лития, бериллия и бора, связано с образованием нашей Вселенной, но все другие элементы (Z > 6) были синтезированы в звездах. Разные элементы образуются в различных типах термоядерных реакций, которые могут протекать только при определенных условиях и поэтому связаны с определенными типами звезд. В основополагающей работе Бэрбидж, Бэрбиджа, Фаулера и Хойла [81] все найденные в природе элементы были разбиты на группы ядер, и впервые были выделены характерные ядерные реакции, в которых эти группы ядер образуются. Позднее происходила детализация необходимых для их протекания физических условий и анализ астрофизических мест, где такие условия могут существовать. Обобщение этих исследований сделано в работах [4, 14, 34, 180].
Углерод 12С и кислород 160 образуются при горении гелия путем слияния а—частиц, соотношение их выходов зависит от массы звезды: чем больше масса, тем больше доля кислорода. Наиболее вероятное место синтеза О - He-слоевой источник у предсверхновой II типа, а—частичные ядра 20Ne, 24Mg, ..., 40Са образуются при горении углерода и кислорода в процессах с участием а—частиц (а—процесс). Горение С-О смеси требует очень высоких температур, и, наиболее вероятное место синтеза этих элементов С-О-слоевой источник у предсверхновой II типа. При взрыве Сверхновой (SNII) синтезированные ядра попадают в межзвездную среду.
Элементы группы железа образуются в нескольких типах процессов:
а) при установлении ядерного статистического равновесия -
конечном этапе термоядерной эволюции массивных звезд (М >
8 М), когда горение кремния приводит к образованию железного
ядра; но это ядро затем коллапсирует, и происходит нейтрони-
зация вещества, так что при взрыве SNII очень незначительная
часть ядер железа попадает в межзвездную среду;
б) при взрывном горении вырожденного С-О ядра у звезд с
М = 4 — 8 М0 в е—процессе:
^ + p«-H+1(Z + l) + 7;
это явление наблюдается как вспышка Сверхновой I типа (SNI);
в) при термоядерном взрыве на поверхности гелиевого белого
карлика - аккретора в двойных системах; в этом случае горение
водорода происходит при существенно более высоких температу
рах, чем при гидростатическом горении в недрах звезд, и продол
жается до образования элементов железного пика; это явление
наблюдается как вспышка Новой.
Начиная с работы Тинсли [235], полагают, что большая часть галактического железа образовалась при взрывах СО белых карликов в двойных системах в результате аккреции (Сверхновые типа 1а).
Элементы тяжелее железа синтезируются в процессах нейтронных захватов. В зависимости от плотности потока нейтронов их подразделяют на медленные (slow, s-процесс) и быстрые (rapid, r-процесс) нейтронные захваты. В s-процессе после захвата нейтрона зародышевым ядром с большей вероятностью происходит (3—распад, чем захват следующего нейтрона:
AZ + n _>Л+1 z ^A+l (Z+l) + e- .
Таким путем образуются ядра элементов вплоть до висмута, с Z < 83. s-процесс может происходить при Т > 3 108 К при гидростатическом горении Не в ядрах массивных звезд (М > 1ОМ0) и при нестационарном горении двойного слоевого источника у звезд
с массами М = 2 — 4 М0 на стадии асимптотической ветви гигантов (AGB). Согласно Каппелеру и др. [148], в первом случае образуются наиболее легкие из тяжелых элементов, с атомной массой А < 85. В звездах промежуточных масс могут синтезироваться s-ядра как легких, так и более тяжелых (А < 209) элементов, причем анализ солнечных содержаний элементов с А < 85 показывает, что к моменту формирования Солнечной системы суммарный за время эволюции Галактики вклад AGB-звезд в синтез этих элементов был больше, чем вклад массивных звезд. Поэтому s-процесс, протекающий в AGB-звездах, называют основным (main), а в массивных звездах - слабой компонентой (weak) s-процесса.
Ядра тяжелее 209Bi синтезируется в r-процессе, для которого, благодаря высокой плотности и энергии нейтронов, вероятность (3—распада после однократного захвата нейтрона ниже, чем вероятность захвата следующего нейтрона:
'AZ + n + n + ... -+л+к Z -И+* (Z + ki) + е" + е" + ...
r-процесс производит также и многие более легкие ядра с 85 < А < 209, например, 135Ва, 137Ва, 138Ва, 151Eu, 153Eu, однако в соотношении, отличающемся от того, что дает s-процесс. Условия, необходимые для протекания r-процесса, существуют только при взрывах SNII.
Знание типов ядерных реакций синтеза различных элементов и типов звезд, где они идут, позволяет составить качественную картину изменения химического состава межзвездной среды за время жизни Галактики. После образования самого первого поколения звезд, которые должны были быть чисто водородно-гелиевыми, в течение ~ 20 млн.лет (время эволюции наименее массивных звезд, вспыхивающих как SNII) межзвездная среда обогащалась элементами, синтезированными только при взрывах Сверхновых II типа: элементами а—процесса (О, Ne, Mg, ..., Са), r-процесса и железом. Но большая часть галактического железа образовалась в более позднюю эпоху, когда проэволюционирова-ли звезды меньших масс (М = 4 — 8М0); в эту эпоху темпы
производства железа были значительно выше, чем элементов а— и г-процесса. Еще позднее, после завершения эволюции звезд с массами М = 2 — 4 М& в межзвездной среде появились тяжелые элементы, синтезированные в s-процессе.
Основным источником информации о химическом составе межзвездной среды на разных стадиях эволюции Галактики является химический состав звезд. Особый интерес представляют маломассивные звезды (М < М0), которые медленно эволюционируют, поэтому среди них могут быть обнаружены как очень старые объекты, возраст которых сравним с возрастом Галактики, так и звезды, сформировавшиеся в более поздние эпохи. С другой стороны, даже наиболее старые объекты, если их масса меньше солнечной, все еще находятся на стадии горения водорода в ядре, когда продукты термоядерного синтеза не выносятся на поверхность, и, следовательно, химический состав атмосфер отражает химический состав межзвездной среды, из которой они сформировались.
Полезную информацию о временной шкале формирования различных типов галактического звездного населения, о скорости звездообразования и начальной функции масс дает анализ элементных ОТНОШеНИЙ ТИПа [El/Fe] = log Є El/Є Fe - ^0eEl,Q)/eFe,Q У
звезд разного возраста. Здесь отношения содержаний у звезды берутся относительно соответствующих солнечных величин. Поскольку возраст индивидуальной звезды определяется ненадежно, если она не принадлежит скоплению, то обычно характеристикой возраста считают относительное содержание железа [Fe/H]. Поскольку в литературе эту величину часто называют металличностью, то мы для краткости будем использовать этот термин. Как должна выглядеть зависимость [El/Fe] - [Fe/H] для выборки, включающей звезды всего диапазона возрастов нашей Галактики? У наиболее старых звезд, сформировавшихся в ту эпоху, когда SNII были основным поставщиком элементов с Z > 6 в межзвездную среду, должны наблюдаться избытки элементов а— и r-процесса относительно железа. Величина избытка характеризует долю звезд с М > 8М0 среди звезд первого поколения. После того, как проэволюционируют наиболее массивные звез-
ды, вспыхивающие как Сверхновые I типа, (время их эволюции - несколько сот миллионов лет), начинается интенсивное производство железа в SNI, и отношения [a—/Fe], [r/Fe] должны уменьшаться с ростом металличности. Величина [Fe/H], соответствующая началу спада, связана, таким образом, с отметкой времени в жизни Галактики, и, кроме того, характеризует темпы звездообразования в эпоху, предшествующую началу массового производства железа в SNI. Именно такой вид имеет построенная по наблюдениям зависимость для магния [Mg/Fe] - [Fe/H]: примерно постоянный избыток магния относительно железа ([Mg/Fe] ~ 0.4) у звезд с [Fe/H] < (-0.6, -0.7 в разных работах, см. обзор в [36]) и уменьшение [Mg/Fe] до 0 при больших металличностях. Однако для других элементов результаты разных авторов довольно сильно расходятся между собой. Например, для кислорода недавние исследования показывают у звезд с дефицитом металлов как постоянный избыток относительно железа с [O/Fe] ~ 0.4 [191], так и рост избытка с уменьшением металличности [74, 145, 185]. Для элементов r-процесса разброс данных у звезд близкой металличности достигает 1-1.5 dex [82, 117, 186], так что трудно вообще заметить какие-либо эволюционные закономерности на зависимости [El/Fe] - [Fe/H]. '
В данной работе наш интерес сосредоточен на тяжелых элементах: стронции Sr, барии Ва и европии Ей. И обусловлен он тем, что, эти элементы дают три типа наблюдательных ограничений на модели химической эволюции Галактики, благодаря тому что синтезируются в различных пропорциях в двух типах ядерных реакций (s- и r-процессы), связанных с существенно различными типами звезд.
Анализ обилия солнечного Ей показал, что он был синтезирован преимущественно в г-процессе: согласно Арландини и др. [45], отношение вкладов s- и r-процессов составляет s:r = 6:94. Следовательно, зависимость [Eu/Fe] - [Fe/H] для звезд должна обнаруживать такие же эволюционные закономерности, как и зависимость [ci/Fe] - [Fe/H].
В отличие от Ей, большая доля солнечного бария образова-
лась в s-процессе (основном): s:r = 81:19 [45]. Это означает, что у старых звезд, сформировавшихся в ту эпоху, когда в синтезе тяжелых элементов доминировал r-процесс, отношение содержаний Ей и Ва должно отличаться от солнечного. Для вещества Солнечной системы logEu,o — loggia, = —1-67 [131]. Для приведенных значений вклада r-процесса в солнечные Ей (94%) и Ва (19%) можно вычислить отношение выходов европия и бария в r-процессе по отношению к полным солнечным содержаниям: [Eu/Ba]r = log{(Eu/Ba)r/(Eu/Ba)} = 0.70. Если относительный выход тяжелых элементов в г-процессе не менялся за время жизни Галактики, то у старых звезд должны наблюдаться постоянные и легкообнаружимые избытки европия относительно бария с [Eu/Ba] ~ 0.7 dex. Избыток начнет уменьшаться, как только в межзвездной среде появятся s-ядра бария, синтезированные в AGB-звездах. Таким образом, зависимость [Еи/Ва] - [Fe/H] для звезд дает новую отметку на шкале времени эволюции Галактики: величина [Fe/H], соответствующая излому этой зависимости, характеризует время после начала протогалактического коллапса порядка времени эволюции звезд с массой ~ 3 — 4-М.
У старых звезд не только отношения содержаний тяжелых элементов, но также изотопный состав для каждого из элементов должны соответствовать r-процессу. В веществе Солнечной системы барий представлен набором изотопов с относительными содержаниями 134Ва : 135Ва : 136Ва : 137Ва : 138Ва = 2.4 : 6.6 : 7.9 : 11.2 : 71.8 [84], в r-процессе синтезируются три изотопа в соотношении 135Ва : 137Ва : 138Ва = 25.7 : 20.4 : 53.9 [45]. Из анализа влияния сверхтонкого расщепления линии Ball А4554 на поглощение в ней можно определить для звезд отношение содержаний четных и нечетных изотопов Ва. Для двух предельных случаев, солнечной смеси вкладов s- и r-процесса и чистого r-процесса, эти отношения, 82:18 и 54:46, соответственно, заметно различаются. Таким образом, можно оценить относительную роль s- и г-процессов в производстве бария в ту эпоху, когда формировалась звезда. Используя модели химической эволюции Галактики, это
соотношение можно связать со шкалой времени.
Данные о содержаниях Ей и Ва, имеющиеся в литературе (см. обзор в главе 4), характеризуются большими различиями между разными исследованиями и практически в каждом отдельном исследовании большим разбросом содержаний у звезд близкой ме-талличности. Анализ содержаний четных и нечетных изотопов Ва проводился для единственной звезды HD 140283 [166]. Для поиска эволюционных закономерностей очень важно иметь однородные определения содержаний для возможно более широкого диапазона металличности. В большинстве работ изучались звезды либо с [Fe/H] > — 1, либо с [Fe/H] < — 1, и анализ элементных отношений проводился без учета принадлежности звезд к определенным типам галактического населения.
Актуальность работы определяется настоятельной необходимостью получения наблюдательных ограничений на модели химической эволюции Галактики из анализа содержаний тяжелых элементов. Для надежных выводов о существовании или отсутствии эволюционных закономерностей в элементных отношениях содержания элементов должны определяться с точностью не хуже 0.1 dex. Это требует использования спектральных наблюдений с хорошим разрешением и высоким отношением сигнал/шум, надежных определений звездных параметров, применения корректных методов расчета и анализа поглощения в спектральных линиях. Прогресс в наблюдательной технике за последние 15 лет обеспечил повышение точности наблюдений. Это стимулировало совершенствование теоретических методов анализа спектров, построение физически более реалистичных моделей атмосфер звезд, рассмотрение формирования спектральных линий с использованием наиболее физически оправданного подхода, основанного на отказе от предположения локального термодинамического равновесия (не-ЛТР подход). Между тем, все определения содержаний тяжелых элементов, имеющиеся в литературе, сделаны в рамках гипотезы ЛТР. Поэтому актуальными являются разработка методики не-ЛТР анализа линий этих атомов и исследование влияния отклонений от ЛТР на определение содержаний. Для проблемы химической эволюции Галактики и других
*
астрофизических проблем столь же актуальными являются изучение не-ЛТР эффектов для других атомов, анализ механизмов и величины отклонений от ЛТР в зависимости от особенностей структуры атомных термов, атомных параметров и физических условий в атмосфере звезды.
Отсюда вытекают цели данной работы.
Разработка методики анализа кинетического равновесия EuII и SrII в атмосферах звезд; модификация имеющейся в лите-ратуре методики для Ball и применение ее к холодным звездам.
Анализ механизмов и величины отклонений от ЛТР в атмосферах холодных звезд (Тэфф < 6500 К) для атомов и ионов с различной структурой энергетических уровней и разными атомными параметрами: Lil, Nal, Mgl, SrII, Ball, EuII.
Формирование выборки звезд для целей изучения химической эволюции Галактики. Получение спектральных наблюдений высокого качества. Тщательное определение параме-
^ тров звезд: эффективной температуры Тэфф, поверхностной
силы тяжести log д, содержания железа [Fe/H], микротурбулентной скорости T^mic.
Определение не-ЛТР содержаний Sr, Ва и Ей для звезд этой выборки.
Поиск и анализ эволюционных закономерностей в содержаниях тяжелых элементов.
Определение отношений содержаний четных и нечетных изотопов Ва у звезд и их анализ, с точки зрения химической
0 эволюции Галактики.
Прогресс в данной работе по сравнению с предыдущими исследованиями достигнут, благодаря использованию впервые для холодных звезд различной металличности не-ЛТР подхода при определении содержаний исследуемых элементов, учету впервые при анализе содержаний тяжелых элементов принадлежности
#
звезд к определенным типам галактического населения, использованию спектральных наблюдений высокого разрешения для однородной по температуре и светимости выборки звезд в диапазоне [Fe/H] от -2.23 до 0.25. Выборка включает 78 звезд.
Работа состоит из Введения, 6 глав, Заключения, Списка литературы, включающего 254 источника, и Приложения.
В главе 2 описывается методика вычислений: изменения, внесенные в программный комплекс NONLTE3, разработанный Са-хибуллиным [31] и используемый в данной работе при проведении не-ЛТР расчетов; методика расчета скоростей ударных процессов, учитываемых при рассмотрении кинетического равновесия атомов и ионов в атмосферах холодных звезд, с анализом точности различных теоретических приближений; особенности используемых моделей атмосфер; методика учета сверхтонкой структуры и изотопических сдвигов исследуемых линий, а также эффектов Ван-дер-Ваальсовского уширения при расчете синтетического спектра.
В главе 3 описывается методика не-ЛТР анализа линий Ball, EuII, SrII, Nal, Mgl и Lil. Приводятся модели атомов, анализируются механизмы отклонений от ЛТР в атмосферах звезд разной металличности и обсуждается зависимость величины не-ЛТР эффектов от металличности и температуры. Для исследуемых линий Ball, EuII и SrII приводятся результаты эмпирического уточнения их атомных параметров из анализа профилей линий в солнечном спектре. Здесь же делается краткий обзор имеющихся в литературе не-ЛТР исследований других атомов (CI, N1, 01, АН, KI, Cal, Fel) в атмосферах холодных звезд.
В главе 4 приводятся результаты определения не-ЛТР содержаний бария, европия и стронция у исследуемых звезд. Описывается наблюдательный материал; определяются параметры, эффективная температура, сила тяжести на поверхности, содержание железа, а также микротурбулентная скорость, у 12 звезд выборки; обсуждается точность заимствованных из работ Фурманна [113, 114] параметров остальных звезд. Впервые обнаружено различное поведение содержаний исследуемых элементов с метал-личностью у звезд гало, Толстого и тонкого дисков. Полученные
данные сравниваются с имеющимися в литературе.
В главе 5 для исследуемых звезд определяются отношения содержаний четных и нечетных изотопов бария, дается оценка соотношения s- и г-процессов в эпохи формирования гало, толстого и тонкого дисков.
В главе 6 обсуждаются обнаруженные из наблюдений закономерности в поведении элементных отношений [Eu/Ba], [Eu/Fe], [Eu/Mg] и [Sr/Ba]; оценивается временная шкала формирования гало и толстого диска Галактики; обсуждаются возможные причины наблюдаемого у звезд гало избытка Ей по отношению к Mg, соотношение основной и слабой компонент s-процесса в различные эпохи жизни Галактики.
В главе 7 кратко представляются результаты применения разработанных не-ЛТР методик для решения других астрофизических задач: для анализа ионизационного равновесия EuII/EuIII в атмосферах Ар звезд; для выяснения природы селективных избытков лития у Ар звезд и бария у Ball-звезд.
В Заключении суммируются полученные результаты.
На защиту выносятся следующие результаты.
Разработанные методики не-ЛТР анализа линий Ball, EuII и SrII в звездных спектрах. Анализ механизмов и величины отклонений от ЛТР для Ball, EuII, SrII, Nal, Mgl и Lil в атмосферах холодных звезд (Тэфф < 6500 К) различной ме-талличности.
Не-ЛТР содержания Sr, Ва и Ей для выборки звезд, включающей 78 звезд в диапазоне [Fe/H] от -2.23 до 0.25.
Разработанная методика определения для звезд отношения содержаний четных и нечетных изотопов Ва. Полученные для разных галактических населений средние значения этих отношений: близкое к предсказанному для выхода г-процесса, 54 : 46, для выборки звезд гало; 65 : 35 (±10) для звезд толстого диска и близкое к солнечному отношению 82 : 18 для звезд тонкого диска.
Обнаруженные свидетельства различной химической истории звездных населений толстого диска и тонкого диска
Галактики: существование у звезд толстого диска значительных избытков европия относительно бария с величиной [Eu/Ва] между 0.36 и 0.57 и относительно Fe с отношением [Eu/Fe] между 0.25 и 0.58 и систематического уменьшения последнего отношения с ростом металличности при [Fe/H] > — 1; скачкообразное уменьшение отношений [Eu/Fe] и [Eu/Ва] на ~0.15 dex и ~0.25 dex, соответственно, при переходе от толстого к тонкому диску; быстрое падение отношений Eu/Fe и Eu/Ва до солнечных у звезд тонкого диска при возрастании металличности до [Fe/H] = 0. Выводы о значительном вкладе r-процесса в барий, наблюдаемый у звезд толстого диска: отношение г : s ~ 70 : 30 у звезд с [Fe/H] < — 1 и уменьшается до 50 : 50 у звезд с наименьшим дефицитом металлов ([Fe/H] ~ —0.3); о приостановке нуклеосинтеза в r-процессе перед началом формирования тонкого диска, что указывает на существование промежуточной фазы задержки звездообразования между эпохой активного формирования толстого диска и эпохой тонкого диска; о доминировании s-процесса в производстве бария в эпоху тонкого диска.
Обнаруженные из анализа отношений Eu/Ва и отношений содержаний четных и нечетных изотопов Ва свидетельства доминирования r-процесса в синтезе тяжелых элементов в течение всей стадии формирования гало, вплоть до эпохи с [Fe/H] ~ -1.
Обнаруженное у звезд гало отклонение отношений Eu/Mg от солнечного отношения.
Научная новизна работы заключается в том, что впервые получены следующие результаты.
Разработаны методики анализа кинетического равновесия EuII и SrII в атмосферах звезд.
Проанализированы механизмы и величина отклонений от ЛТР в атмосферах холодных звезд (Тэфф < 6500 К) различной металличности для SrII, Ball и EuII.
Получены наблюдения на эшелле-спектрометре UVES 8-м телескопа Южной Европейской обсерватории с разрешением Л/АЛ ~ 60000 и отношением сигнал/шум ~ 300 для 14 звезд с дефицитом металлов.
Определены не-ЛТР содержания Sr, Ва и Ей для выборки холодных звезд.
Разработана методика определения отношения содержаний четных и нечетных изотопов Ва из анализа влияния сверхтонкого расщепления на поглощение в резонансной линии Ball Л4554 и получены средние значения этих отношений для звезд гало, толстого и тонкого дисков.
У звезд толстого диска обнаружены избытки Ей относительно Fe, уменьшающиеся с ростом металличности, и избытки Ей относительно Ва с намеком на уменьшение с ростом [Fe/H]. Определено соотношение вкладов s- и r-процессов в барий, наблюдаемый у звезд толстого диска.
Обнаружено скачкообразное уменьшение отношений [Eu/Fe] и [Eu/Ва] при переходе от толстого к тонкому диску и получены величины скачков, которые служат наблюдательным ограничением на продолжительность промежуточной фазы задержки звездообразования перед формированием тонкого диска.
Обнаружено уменьшение отношений [Ba/Fe] с ростом металличности у звезд толстого диска.
Показано отклонение отношений Eu/Mg от солнечного значения у звезд гало.
10. Из анализа наблюдаемых отношений Eu/Ва и имеющихся в литературе расчетов химической эволюции Галактики получены продолжительность активной стадии формирования гало, ~ 1.5 млрд.лет, и временная шкала формирования толстого диска как интервал между ~ 1.1 и 1.6 млрд.лет от начала протогалактического коллапса.
11. Сделан вывод о неполном перемешивании межзвездного газа
в течение всей стадии формирования гало, вплоть до эпохи
с [Fe/H] ~ -1.
12. Рассчитано ионизационное равновесие EuII/EuIII в атмосфе
рах Ар звезд при отказе от предположения ЛТР, что по
зволило согласовать содержания европия по линиям EuII и
ЕиШ для звезды a2 CVn.
Степень обоснованности полученных результатов и выводов. Для повышения достоверности результатов не-ЛТР расчетов для каждого из исследованных атомов и ионов проведены тестовые расчеты для проверки чувствительности результатов к неопределенности атомных параметров. Выполнены тестовые не-ЛТР расчеты для Ball применительно к Веге и для Nal для нескольких A-F звезд, и получено хорошее согласие с результатами, имеющимися в литературе [123, 232]. Обоснованность выводов об обнаружении эволюционных закономерностей в поведении элементных отношений подтверждается высокой внутренней точностью полученных содержаний: для 64 звезд средняя разность не-ЛТР содержаний, полученных по двум линиям Ball А5853 и А6496, равна 0.00 ± 0.03 dex. Скачкообразное уменьшение отношений [Eu/Fe] и [Eu/Ва] при переходе от толстого к тонкому диску обнаружено впервые, но ранее аналогичные скачки были найдены для отношений Mg/Fe и O/Fe Фурманном [113] и Граттоном и др. [128], и это косвенно подтверждает достоверность полученных результатов. Соотношение s/r-процессов в производстве бария в эпоху толстого диска получено двумя независимыми методами, и значения совпадают в пределах ошибок определения.
Научная, методическая и практическая значимость. Научное значение имеют разработанные и реализованные методики не-ЛТР анализа линий SrII, EuII, Ball, Lil, Nal и Mgl в спектрах звезд, которые могут быть применены для решения самых разнообразных задач, связанных с анализом спектральных линий этих атомов и ионов; анализ механизмов и величины отклонений от ЛТР в зависимости от особенностей структуры атомных термов, атомных параметров и физических условий в атмосфе-
ре звезды, который будет полезен всем специалистам в области звездной спектроскопии. Для теории химической эволюции Галактики и эволюции Галактики в целом научное значение имеют полученные впервые из наблюдений ограничения на: соотношение г- и s-процессов в нуклеосинтезе и отношение содержаний четных и нечетных изотопов Ва в различные эпохи жизни Галактики; независимое подтверждение немонотонности эволюции Галактики и определение величин скачков в отношениях [Eu/Fe] и [Eu/Ва] при переходе от толстого к тонкому диску, которые являются индикаторами продолжительности промежуточной фазы между эпохами активного формирования толстого диска и тонкого диска; полученные свидетельства неполного перемешивания межзвездного газа в эпоху гало.
Апробация работы. Результаты докладывались на совещаниях РГ "Звездные атмосферы" при Астросовете РАН (САО РАН, 1992; Киев, 1994; КрАО АНУ, 1998); совещании РГ "Атомные данные для астрофизики" (С.-Петербург, 1995); совещании рабочей группы "Model Atmospheres and Spectrum Synthesis" (Вена, 1995); Собрании Европейского астрономического общества JENAM-2000 (Москва, 2000); Международном коллоквиуме "Atomic and Molecular Data for Astrophysics" (Москва, 2000); Всероссийской астрономической конференции (С.-Петербург, 2001); Конференции, посвященной 100-летию АОЭ (Казань, 2001); Симпозиуме MAC N 210 "Modelling of stellar atmospheres" (Уппсала, 2002); на ежегодных Итоговых конференциях КГУ (1992 - 2002); на семинарах кафедры астрофизики СПГУ (1995), Института астрономии и астрофизики Мюнхенского университета (1997), Института астрофизики Общества Макса Планка (Гархинг, 2000 и 2002), кафедры астрономии КГУ (1990 - 2002). Стендовые доклады были представлены на XXII и XXIII Генеральных Ассамблеях MAC (Гаага, 1994; Токио, 1997).
Основные результаты диссертационной работы изложены в 19 статьях, 15 из которых опубликованы в соавторстве. В 11 из них (в представленном ниже списке идут под номерами 1, 3, 5, 6, 8-10, 12-14, 16) автору данной работы принадлежит идея исследования, разработка способов ее реализации, анализ результатов, написа-
ние текстов статей (кроме номеров б и 8); в работах под номерами 3, 5, 10, 13 и 16 большая часть результатов получена также автором данной работы. В работах под номерами 7, 17-19 автором выполнены не-ЛТР расчеты и написаны соответствующие параграфы статей.
Результаты работы опубликованы в следующих статьях.
1. Машонкина Л.И., Сахибуллин Н.А., Шиманский В.В. Спек
тральные линии Nal в атмосферах G-карликов в отсутствие
*' ЛТР // Астрон. журн. - 1993. - Т.70. - С.372 - 380
2. Машонкина Л.И. Численный анализ спектральных линий.
IV. Эквивалентные ширины линий Ball в спектрах карликов
солнечного типа в отсутствие ЛТР // Известия АОЭ. - 1993.
- Т.56. - С.23-30
3. MashonkinaL.L, Shimanskaya N.N., Shimansky V.V. A nonLTE
Analysis of Procyon Using Kurucz's ATLAS9 Model Atmospheres
II в "Astrophysical Applications of Powerful New Databases",
ASP Conf. Series. - 1995. - V.78. - P.389-394
*' 4. Mashonkina L.I. The Accurate Collisional Cross Sections as
Important Input Data in NonLTE Calculations // в "Model Atmospheres and Spectrum Synthesis", ASP Conf. Series. - 1996.
- V.108. - P.140-153
5. Машонкина Л.И., Бикмаев И.Ф. Определение содержания ба
рия у звезд солнечного типа в отсутствие ЛТР. I.Методика
неЛТР вычислений // Астрон. журн. - 1996. - Т.73. - С. 109-
118
6. Машонкина Л.И., Шиманская Н.Н., Сахибуллин Н.А. Ана-
ф лиз формирования линий Mgl у звезд поздних типов в отсут
ствие ЛТР // Астрон. журн. - 1996. - Т.73. - С.212-220
7. Mashonkina L.I., Zacs L. On the Problem of Selective Enhan
cement of Barium in the Atmospheres of Ball Stars // Astroph.
and Space Science. - 1996. - V.236. - P.185-199
*
Mashonkina L.I., Shimanskaya N.N., Shimansky V.V. Laws in Behaviour of NonLTE Effects for the Nal and Mgl atoms for К A stars II Odessa Astron. Publ. - 1996. - V.9. - P.78-79
Белякова E.B., Машонкина Л.И. Анализ статистического равновесия иона SrII в атмосферах F, G - звезд // Астрон. журн. - 1997. - Т.74. - С.601-610
Mashonkina L., Gehren Т., Bikmaev I. Barium abundances in cool dwarf stars as a constraint to s- and r-process nucleosynthesis II Astron. and Astrophys. - 1999. - V.343. - P.519-530
Машонкина Л.И. Не-ЛТР анализ формирования линий EuII в атмосферах звезд солнечного типа // Астрон. журн. - 2000. - Т.77. - С.630-640
Шиманская Н.Н., Машонкина Л.И., Сахибуллин Н.А. Не-ЛТР эффекты в линиях Mgl для звезд разных типов // Астрон. журн. - 2000. - Т.77. - С.599-618
Mashonkina L., Gehren Т. Barium and europium abundances in cool dwarf stars and nucleosynthesis of heavy elements // Astron. and Astrophys. - 2000. - V.364. - P.249-264
Машонкина Л.И., Шиманский В.В., Сахибуллин Н.А. Не-ЛТР эффекты в линиях Nal в атмосферах звезд разных типов // Астрон. журн. - 2000. - Т.77. - С.893-908
Mashonkina L. Statistical equilibrium of EuII in stellar atmospheres and atomic data needed // в "Atomic and Molecular Data for Astrophysics", Proceedings of a colloquium held in Moscow, Russia, 5-6 June 2000. Eds. Kholtygin A.F., Ochkur V.I. - Saint-Petersburg, 2000. - P.63-71
Mashonkina L., Gehren T. Heavy element abundances in cool dwarf stars: an implication for the evolution of the Galaxy // Astron. and Astrophys. - 2001. - V.376. - P.232-247
Shavrina A.V., Polosukhina N.S., Zverko J., Mashonkina L.I., Khalack V., Ziznovsky J., Hack M., Tsymbal V., North P.,
Vygonec V.V. Lithium on the surface of cool magnetic CP stars. II. Spectrum analysis of HD83368 and HD60435 with lithium spots II Astron. and Astrophys. - 2001. - V.372. - P.571-578
Машонкина Л.П., Шаврина А.В., Халак В., Полосухина Н.С, Цимбал В., Выгонец В. Влияние пятенной структуры линий редкоземельных элементов и не-ЛТР эффектов на оценки содержания лития для двух гоАр-звезд // Астрон. журн. -2002. - Т.79. - С.31-37
Машонкина Л.И., Рябцев А.Н., Рябчикова Т.А. Силы осцилляторов Ей III и содержание европия в Ар звездах // Письма в Астрон. журн. - 2002. - Т.28. - С.41-55
Количественные характеристики комплекса N0NLTE3
Для линеаризуемых переходов решаются линеаризованные уравнения переноса и находятся поправки 5J ; уточняется поле излучения и вычисляются уточненные радиативные скорости. Решение уравнений стационарности дает новые значения населенно-стей уровней. С этими населенностями для линеаризуемых и ПРС переходов рассчитываются коэффициенты поглощения и излучения, и путем формального решения уравнений переноса находится поле излучения. С радиативными скоростями, вновь уточненными для линеаризуемых переходов и перевычисленными для ПРС переходов, решаются уравнения стационарности. С полученными населенностями уровней вычисляются новые коэффициенты матрицы линеаризованных уравнений переноса, и начинает ся следующая итерация в решении не-ЛТР задачи. Отличие от прежней схемы - только в том, что на этапе формального решения уравнений переноса поле излучения уточняется не только для линеаризуемых, но и для ПРС переходов и новые населенности уровней получаются с уточненными радиативными скоростями как для линеаризуемых, так и для ПРС переходов. Отметим, что похожую идею высказывали Хубени и Ланц [141].
Разработка некоторого перехода как ПРС перехода оправдано в случаях, когда интенсивность на его частотах мала. Действительно, рассмотрение его как линеаризуемого приводит к большим колебаниям величин 6Jij и дп /дЗ от одной итерации к другой и к ухудшению сходимости. С другой стороны, если населенность нижнего уровня перехода достаточно велика, то величина R{j должна вычисляться как можно точнее, т.к. в матрице коэффициентов уравнений стационарности член niRij может быть важным. Примером могут служить разрешенные переходы с основного уровня в высоковозбужденные состояния, соответствующие ультрафиолетовому диапазону, где интенсивность излучения мала. Но разработка такого перехода как линеаризуемого или ПРС перехода зависит от решаемой задачи. Если исследуются переходы между высоковозбужденными состояниями (например, проблема инфракрасной линии Mgl 12 мкм), то переходы с основного и низковозбужденных уровней играют очень важную роль и должны рассматриваться как линеаризуемые. Но для того же атома Mgl переходы с длинами волн короче 1700А могут рассматриваться как ПРС переходы, если для звезд солнечного типа изучаются линии в видимом диапазоне, обычно используемые при определении содержаний магния.
Так же, как и разделение всех переходов на линеаризуемые и фиксированные, выделение ПРС переходов должно производиться разумно, на основе анализа их влияния на населенности интересующих уровней. В данной работе необходимость введения ПРС переходов возникла при решении только одной задачи, для атома Mgl, у которого количество радиативных переходов в 49-уровневой модели атома превышает 350.
Для решения задач, связанных с анализом содержаний химических элементов в атмосферах К - А звезд, был значительно модифицирован блок расчета непрозрачностей. Добавлены следующие источники.
1. Поглощение в b-f переходах с основного и низковозбужденных уровней атомов и первых ионов наиболее распространенных элементов, CI, N1, 01, Mgl-II, All, Sil-II, Call, Fel, с порогами ионизации в ультрафиолетовой и видимой частях спектра. Используются подпрограммы COOLOP и LUKEOP из программы Куруца ATLAS9 [159].
2. Поглощение в водородных линиях. Используются подпрограммы HLINOP и STARK из программы Куруца ATLAS9 [159].
3. Поглощение в спектральных линиях других элементов. Используется прямой метод расчета непрозрачности: на каждой заданной длине волны коэффициент поглощения получается суммированием коэффициентов поглощения в отдельных линиях, расположенных на расстоянии ± 3.5 А. Профили линий считаются фойгтовскими. Естественное затухание вычисляется с 7д равной классической постоянной затухания 7с/ = 2.223 1015/А2(А); Ван дер Ваальсовское уширение с постоянной Сб, вычисляемой по формуле Грея [9] (см. часть 2.4.2, формулы (2.11) и (2.13)). Список линий составлен из списков Куруца [159] и содержит 154070 линий всех элементов с z 60 в первых трех стадиях ионизации в диапазоне 912 - ЮООООА. Для учета фоновой непрозрачности в линиях составлены подпрограммы CHILN и EL.
Поглощение в линиях учитывается как для b-b, так и для b-f переходов исследуемого атома. Заметим, что в случае b-b переходов линии самого атома заранее исключаются из списка линий. При вычислении Rik для b-f переходов шаг интегрирования может быть переменным. В наших расчетах задавался шаг 5А или 10А в диапазоне от ПООА до 4000А и более крупный, до ЮОА, в других диапазонах.
4. Молекулярное поглощение. Учитывается поглощение в молекулярных полосах двухатомных молекул СО, NO, SO, SiO, ТіО, MgO, VO, BO, AlO, CN, MgH в диапазоне длин волн от ПООА до 56000 А. Характеристики полос любезно предоставлены Павленко В.Я. Для расчета коэффициента молекулярного поглощения используется методика "смазанных линий", реализованная Нерсисяном и др. [27] и любезно предоставленная в наше распоряжение Павленко Я.В. Для определения концентраций молекул решается система нелинейных уравнений ионизационно-диссоциативного равновесия в рамках гипотезы ЛТР с помощью подпрограммы NMOLEC из программы Куруца ATLAS9 [159]. Блок расчета молекулярного поглощения адаптирован к программе NONLTE3 Шиманской Н.Н.
Модифицирован расчет непрозрачностей, обусловленных атомами водорода и отрицательными ионами Н . Используются современные данные для факторов Гаунта в случае HI и данные о сечениях для Н , заложенные Куруцем [159] в подпрограммах НОР и HMINOP. По сравнению с предыдущей методикой коэффициенты поглощения HI и Н- изменились не более, чем на 4%. Реально, это не влияет на результаты не-ЛТР расчетов, однако мы сочли необходимым привести в соответствие блок расчета непрозрачностей в NONLTE3 с данными, широко используемыми в астрофизических исследованиях.
Эмпирическое уточнение атомных параметров линий Ball из анализа солнечного спектра
Солнце было выбрано как звезда-эталон с надежно измеренными фундаментальными параметрами и спектральными наблюдениями высокого качества для того, чтобы оттестировать разработанную нами методику не-ЛТР расчетов для Ball и эмпирически уточнить атомные данные, необходимые для последующих расчетов линий Ball в звездных спектрах. Используется спектральный Атлас Солнца как звезды, полученный Куруцем и др. [160] со спектральным разрешением А/ДА 520000 и отношением сигнал/шум S/N, варьирующимся от 2000 до 9000 в разных спектральных диапазонах.
Теоретические профили исследуемых линий рассчитаны для MAFAGS модели атмосферы Солнца [116] с Хэфф = 5780К и logg = 4.44 и уширены вращением с V sin і = 1.8 км с-1 и радиально-тангенциальной макротурбулентностью. Макротурбулентную скорость Vma,c мы рассматриваем как параметр, позволяющий добиться лучшего согласования формы наблюдаемого и теоретического профилей, и не претендуем на анализ поля скоростей в атмосфере Солнца и других звезд. Для линий Ball А4554, А5853 и А6496 в спектре Солнца мы нашли Vma,c = 3.0, 2.6 и 2.6 км с-1, соответственно.
Как показано в предыдущей части, механизмы отклонений от ЛТР для Ball, в основном, связаны с процессами в b-b переходах, поэтому точность не-ЛТР расчетов зависит от точности атомных параметров b-b переходов. Действительно, тестовые расчеты, выполненные с увеличенными в 10 раз и уменьшенными в 10 раз сечениями фотоионизации, не привели к сколько-нибудь заметному изменению Ь—факторов уровней Ball. Для переходов между уровнями 6s, 5d и 6р, которые наиболее важны в механизме отклонений от ЛТР, силы осцилляторов fij известны с точностью 5 - 10 %. Об этом говорят результаты сравнения Д,- из работы Виза и Мартина [246] с данными из недавней работы Дэвидсона и др. [99] (табл. 3.1). Тестовые не-ЛТР расчеты показали, что замена fij Виза и Мартина [246] на данные Дэвидсона и др. [99] не изменяет населенности уровней и, значит, величину не-ЛТР эффектов Таблица 3.1: Сравнение сил осцилляторов линий Ball из разных источников в линиях. Влияние различий в Д,- на определение содержаний Ва мы обсудим чуть позже.
Наибольшие неопределенности в не-ЛТР расчетах связаны с учетом столкновительных процессов. Как обсуждалось выше (ч. 2.2), точность сечений ударных процессов, как экспериментальных, так и теоретических, для тяжелых атомов недостаточно высока. Для того, чтобы проверить чувствительность результатов к неточности атомных параметров, была проведена серия тестовых расчетов: сечения электронных столкновений увеличивались и уменьшались в 10 раз для переходов, играющих важную роль в механизме отклонений от ЛТР: 6s — 5d, 5d — 6р, а также в переходах между подуровнями тонкой структуры состояний bd и 6р , для остальных запрещенных переходов сечения изменялись в 1000 раз. Ни в одном из вариантов расчетов центральные глубины субординатных линий не изменились больше, чем на 1%, и для резонансной линии эти изменения оказались еще меньше. Гораздо большее влияние на профили субординатных линий оказывает варьирование ударных скоростей, обусловленных столкновениями с атомами Н. На рис. 3.3 представлены теоретические не-ЛТР профили линии А6496, рассчитанные без учета столкновений с атомами водорода и с ударными скоростями, полученными по формуле Стинбука и Холвегера [222] с масштабирующим множителем кц= 1. Включение дополнительных столкновений уменьшает не-ЛТР эффекты: центральная глубина линии уменьшается на 4%. Для второй субординатной линии А5853 эта величина составляет 1.5%, а для резонансной линии - менее 1%.
Влияние неупругих столкновений с атомами водорода на не-ЛТР эффекты в линии Ва II А6496. Сплошная линия соответствует кц= 0, пунктирная - кн= 1, штриховая - ЛТР. Профили уширены вращением и макротурбулентностью путем одновременно с константами Ван дер Ваальсовского затухания Сб для каждой из линий, а также содержанием бария log Ba, и микротурбулентной скоростью V mic из сравнения наблюдаемых профилей в спектре Солнца с теоретическими. Благодаря тому, что величина &н влияет только на ядра суборди-натных линий Ball, ван дер Ваальсовское затухание преимущественно на крылья линий, микротурбулентность на полуширины линий, оказалось возможным определить для каждой из трех исследуемых линий значения V ic и Сб при условии общих для всех линий значений log Ba, и н и близости значений V iic- Гревессе и др. [131] дают фотосферное содержание бария loggia = 2.13. Однако нам не удалось согласовать наблюдаемые и теоретические профили линий Ball при log Ba = 2.13: в этом случае даже при кц= 0 теоретические центральные глубины линий А5853 и А6496 оказываются меньше по сравнению с наблюдаемыми на 0.03 и 0.04, соответственно. При log a = 2.21, которое фактически совпадает с метеоритным значением logBa,met = 2.22, даваемым Гревессе и др. [131], профили всех трех линий удовлетворительно описываются при кц= 0 и близких значениях Vm[c: 0.8 кмс-1для линий А4554 и А6496 и 0.75 кмс-1для А5853. Теоретические профили, наилучшим образом описывающие наблюдаемые, представлены на рис. 3.4.
Мы сразу хотим отметить, что в ядре резонансной линии теоретический профиль глубже на 1.5% по сравнению с наблюдаемым, и это различие невозможно устранить ни уменьшением содержания Ва или силы осцилляторов, поскольку линия - насыщенная, ни изменением параметров не-ЛТР расчетов, поскольку не-ЛТР эффекты для этой линии очень малы. Излучение в ядре формируется в самых поверхностных слоях, вблизи logTsooo — —4.7 (см. рис. 3.2), где уже сказывается влияние хромосферы. Поскольку тепловые скорости атомов Ва малы, то для линий Ball более важным является влияние хромосферного поля скоростей, чем температурного распределения. Существующие одномерные модели атмосфер Солнца не позволяют корректно вычислить теоретический профиль в ядре резонансной линии Ball А4554.
Эмпирическое уточнение атомных параметров линий SrII из анализа солнечного спектра
Отметим, что в отношении Ball (ч. 3.1.3) был сделан вывод о пренебрежимо малой роли столкновений с атомами Н (&н 0.1) и такой же вывод будет получен ниже для SrII (ч. 3.3.3). Во-первых, для разных атомов столкновения с атомами Н могут играть различную роль в их кинетическом равновесии из-за разной структуры термов. Например, для Mgl было показано в [37], что в отсутствие водородных столкновений невозможно описать солнечный профиль насыщенной инфракрасной линии Mgl А8805, и был сделан вывод, что значение кц заключено в интервале от 0.1 до 0.5. О необходимости учитывать эти процессы в кинетическом равновесии Fel делают вывод Граттон и др. [126] и Герен и др. [121]. Во-вторых, для EuII неопределенности атомных данных, в том числе, сечений электронных столкновений, больше, чем для SrII и Ball, и, возможно, что введение в уравнения кинетического равновесия столкновений с атомами Н компенсирует какие-то ошибки при вычислении электронных столкновений. Но мы обращаем внимание на то, что не-ЛТР эффекты в линии А4129, которая используется при определении содержаний Ей у звезд, очень слабо (в пределах 0.02 - 0.03 dex) зависят от принятого значения кц, и они устойчивы по отношению к изменению других атомных параметров: A LTE всегда остается положительной. И хотя, в целом, для исследуемого образца звезд A LTE достаточно малы ( 0.11 dex), они имеют противоположный знак по сравнению с не-ЛТР поправками к содержанию Ва, и это окажется важным при анализе отношений [Еи/Ва].
Солнечное отношение изотопов европия и содержание европия. Попытки описать наблюдаемый потоковый профиль А4129 путем варьирования сил осцилляторов самой линии EuII и блен-дирующих линий оказались безуспешными: теоретический профиль был либо глубже, либо уже, чем наблюдаемый. Учет отклонений от ЛТР уменьшил различия в ядре линии, но не снял проблему полностью. Как обсуждалось в части 2.4.1, голубое крыло линии А4129 образуется компонентами изотопа 151Еи, а ядро -компонентами второго изотопа 153Еи. Мы заметили, что лучше Таблица 3.4: Параметры исследуемых линий EuII. logeEu,) &н, Vmac получены из анализа профилей в солнечном спектре
А,А Компоненты ДА, iriA fij bg є кя log Тії bgC6 mic macго согласования профилей можно достичь, уменьшив вклад изотопа 153Еи и, соответственно, увеличив вклад изотопа 151Еи, по сравнению с изотопическими содержаниями, характерными для вещества Солнечной системы, 151Eu : 153Eu = 47.8 : 52.2 [84]. Для оценки солнечного отношения 151Eu : 153Eu был использован наблюдаемый спектр в интенсивностях [77]. Не-ЛТР профили линии А4129 были рассчитаны для четырех отношений изотопов, i5iEu . i53Eu = 47.8 : 52.2, 50 : 50, 52 : 48 и 55 : 45. На рис. 3.12 мы представляем теоретический профиль, наилучшим образом описывающий наблюдаемый солнечный. Он соответствует 151Еи : 153Eu = 55 : 45 и log Eu = 0.54. Для сравнения приводится профиль, рассчитанный с отношением 47.8 : 52.2. Субординатная линия А6645 практически нечувствительна к варьированию изотопического отношения, т.к. ее голубое крыло и ядро, свободные от бленд, формируются компонентами обоих изотопов европия (табл. 2.4).
Попытка уточнить солнечное отношение изотопов Ей уже делалась Хаугом [134]. Для б линий EuII он получил в диапазоне от 33 : 67 до 64 : 36 и среднее отношение 52 : 48. Для линии А4129 Хауг дает нижнюю границу отношения 151Eu : 153Eu = 52 : 48. Мы уже отмечали, что большинство линий EuII сильно блендированы, и полагаем, что разброс отношений для индивидуальных линий обусловлен неопределенностью учета вклада блендирующих линий.
Используя отношение 151Eu : 153Eu = 55 : 45 и log Eu = 0.54, мы смогли добиться хорошего согласования и потоковых профилей А4129 (рис. 3.11). Для линии А6645 содержание Ей получается равным log Eu — 0.53. Согласно последним данным Гревессе и др. [131], метеоритное содержание Ей равно log Eu = 0.55, а солнечное фотосферное - log Eu = 0.51. Напомним, что для Солнца содержание Ей, получаемое по линиям EuII, недооценивается на 0.02 - 0.03 dex как при ЛТР, так и не-ЛТР вследствие недооценки суммы по состояниям EuII. Таким образом, найденное нами солнечное содержание Ей в пределах 0.01 - 0.02 dex совпадает с метеоритным.
Полученные параметры линий EuII приводятся в табл. 3.4. 3.2.4 Не-ЛТР эффекты в линиях EuII
Для иллюстрации влияния эффективной температуры и содержания тяжелых элементов [А] на не-ЛТР эффекты в исследуемых линиях EuII были проведены не-ЛТР расчеты при &н= 1/3 для набора моделей атмосфер Куруца [159] и получены теоретические не-ЛТР поправки к содержанию европия &NLTE аналогично тому, как это было сделано для линий Ball. Результаты представлены на рис. 3.13.
Из рис. 3.13 видно, что отклонения от ЛТР растут с ростом эфф и с уменьшением содержания тяжелых элементов, что и в том, и в другом случае связано с усилением поля излучения и увеличением роли радиативных процессов, но в первом случае из-за роста температуры, а во втором - из-за уменьшения непрозрачности в ультрафиолетовой и видимой частях спектра. В рассмотренном диапазоне звездных параметров не-ЛТР поправки к содержанию Ей невелики: AJVLT 0.12 dex, однако нужно помнить, что неучет отклонений от ЛТР вносит систематические ошибки в определение содержаний.
Результаты, представленные в части 3.2, опубликованы в статьях [19] и [171].
Первый не-ЛТР анализ линий SrII был выполнен в 1981 г. Бор-сенберг и др. [75] применительно к Ар и Вр звездам с 7-уровенной моделью атома и, в основном, водородоподобными атомными данными, точность которых в настоящее время нельзя считать удовлетворительной. Поэтому методика не-ЛТР расчетов для SrII была разработана заново совместно с Е.В.Беляковой [2].
Определение параметров звезд с UVES спек трами
Крылья линии SrII А4215 обусловлены, в основном, Ван дер Ваальсовским уширением. Варьирование log Се даже на 0.1 ведет к значительному изменению полной энергии, поглощаемой в линии. Классическая формула Унзольда (2.11) дает logC 6 = —32.275, а новая теория Ансти и О Мара ведет к большему значению logCe = —31.805, которое было вычислено по формуле (2.15) с 7о и а из работы [57]. Анализ профилей имеет то преимущество, что позволяет разделить влияние эффектов затухания и блендирования, и наилучшее описание солнечного профиля А4215 было достигнуто при logC 6 = —32.02. Результаты представлены на рис. 3.17. Не-ЛТР эффекты - малы для этой линии: в терминах содержаний составляют -0.01 dex, поэтому ЛТР профиль не приводится на рис. 3.17. Не удалось добиться хорошего описания наблюдаемого профиля в самом центре линии. Излучение в ядре формируется в самых верхних слоях атмосферы, выше log Т5000 = —4, где, вероятнее всего, поле скоростей подвержено влиянию хромосферы, а это не учитывается в используемой нами модели атмосферы.
Линия SrII А4161.794 А находится в далеком красном крыле двух сильных блендирующих линий, Fel А4161.488 А и Till А4161.534 А. Кроме того, несколько молекулярных линий CN и SiH понижают континуум вблизи 4161.8 А примерно на 5%. Чтобы проиллюстрировать влияние бленд на профиль исследуемой линии, на рис. 3.17 мы приводим наряду с синтетическим спектром профиль чистой линии SrII А4161. Мы нашли, что log gf = —0.50 из работы Виза и Мартина [246] не позволяет воспроизвести наблюдаемый профиль солнечной линии SrII А4161 при содержании logsr = 2.92 и разумных значениях Vmic ( 1.5 км с-1). Наилучшее согласии теории и наблюдений (рис. 3.17) достигается при logg/ = —0.41 и logCe = —31.4. Последняя величина на 0.1 больше по сравнению с классической Унзольдовской константой. Как и для А4215, мы не приводим ЛТР профиль линии А4161, т.к. не-ЛТР эффекты для нее малы: ANLTE = 0-03 dex.
Рассмотрим влияние отклонений от ЛТР на определение содержаний стронция. Для моделей атмосфер Куруца [159] с Тэфф =6500К, logg в диапазоне от 1.0 до 4.5 с шагом 0.5 и [А] от 0 до -3 с ша 102
Сравнение синтетических не-ЛТР профилей (сплошная линия) линий SrII А4215 (верхний рисунок) и А4161 (нижний рисунок) с наблюдаемыми в спектре Солнца (жирные точки). Не-ЛТР профили чистых линий SrII показаны пунктирной линией. Параметры линии - в табл. 3.5 гом 0.5 были рассчитаны не-ЛТР поправки ANLTE К содержанию стронция для двух линий SrII А4215 и А4161, аналогично тому, как это было сделано ранее для Ball и EuII. Результаты представлены на рис. 3.18.
Как обсуждались выше, при нормальном содержании металлов резонансная линия усиливается по сравнению с ЛТР, и не-ЛТР поправка - отрицательна, но величина не-ЛТР эффектов -мала. Расчеты показывают, что это справедливо при \ogg 2.5, но для моделей с наибольшей светимостью даже при [А] = 0 концентрации ионов SrII и SrIII сравнимы по величине, и фотоионизация низковозбужденных уровней SrII приводит к их опустошению, так что резонансная линия ослабляется по сравнению с ЛТР, и не-ЛТР поправка - положительна. С уменьшением [А] не-ЛТР эффекты усиливаются, что, в общем, обусловлено увеличением роли радиативных процессов по сравнению с ударными из-за уменьшения электронной концентрации. При [А] —1.5 для моделей с logg 2 ANLTE ДЛЯ резонансной линии начинает уменьшаться по абсолютной величине и меняет знак вблизи [А] = -2. Причины этого обсуждались в ч. 3.3.2. При дальнейшем уменьшении металличности ANLTE быстро растут, и их величина сильно зависит от log д. При [А] = -3 даже у субкарликов ANLTE (А4215) может достигать 0.3 dex.
Результаты, полученные для низкой металличности, мы считаем очень важными. В литературе неоднократно отмечалось [165, 182, 210], что для звезд со сверхдефицитом металлов содержания стронция показывают большой разброс. Эти определения основаны на анализе резонансных линий SrII в рамках предположения ЛТР. Наши расчеты показывают, что неучет отклонений от ЛТР у этих звезд приводит к систематической недооценке содержаний стронция, а если изучается выборка звезд, то вследствие сильной зависимости не-ЛТР поправки от параметров звезды может появиться разброс содержаний до 0.6 dex и более, в зависимости от диапазона параметров исследуемых звезд.
Результаты, представленные в ч. 3.3, опубликованы в статьях [2] и [172]. Впервые формирование линий Nal в отсутствие гипотезы ЛТР с реалистичной моделью атома (9 уровней Nal) было рассмотрено Гереном [120] для атмосферы Солнца. Затем не-ЛТР анализ линий Nal проводился неоднократно. Отметим наиболее важные исследования. Сахибуллин [31] расширил модель атома Nal до 20 уровней, и с этой моделью атома было рассмотрено влияние отклонений от ЛТР на определение содержаний Na у F-сверхгигантов [6, 7] и формирование линий Nal в хромосферах К-сверхгигантов [33]. Дрейк [102] расширил модель атома Nal до 48 уровней. В работе Брулса и др. [80] тщательно изучены механизмы отклонений от ЛТР у Nal в атмосфере Солнца. С моделью атома, включающей 93 уровня, Такеда [230] впервые описал профили сильных субординатных линий Nal АА8183, 8194 в спектре Солнца и эмпирически уточнил эффективность столкновений с атомами Н в кинетическом равновесии Nal; Такеда и Такада-Хидаи [232] показали важность учета не-ЛТР эффектов при определении содержаний Na у А - F сверхгигантов. Баумюл-лер и др. [60] впервые определили не-ЛТР содержания Na для выборки звезд диска и гало Галактики.
В своей работе мы, безусловно, опираемся на опыт предшественников и не претендуем на новизну методики и анализа механизмов отклонений от ЛТР у Nal. Используя современные атомные данные, мы модифицировали методику анализа кинетического равновесия Nal, разработанную Сахибуллиным [31], изучили не-ЛТР эффекты в линиях Nal в широком диапазоне звездных параметров, получили некоторые важные методические выводы.
Атом Nal, как и атом водорода, имеет один валентный электрон и простую структуру энергетических уровней. Благодаря этому, при анализе кинетического равновесия Nal возникает меньше проблем, чем у других атомов: модель атома включает меньшее число уровней, а точность сечений взаимодействия с другими частицами и излучением выше, так как эти сечения близки к водо-родоподобным. В модель атома включены все уровни Nal с главным квантовым числом п 7 и орбитальным моментом / 3 и основное состояние Nail, всего 21 уровень (рис. 3.19). Новым по сравнению с предыдущими исследованиями является учет дублетной структуры терма Зр2Р, и ниже мы покажем важность этого шага. Для остальных уровней тонкая структура не учитывается.
Наша модель атома - не такая полная, как в работах [232] и [60], где включены высоковозбужденные уровни с п 7 и число учитываемых уровней составляет 93 и 80, соответственно. Но тестовые расчеты показали (см. ниже), что при анализе линий в видимой и ближней инфракрасной частях спектра наша модель атома является вполне достаточной для правильного учета не-ЛТР эффектов.
За исключением сечений фотоионизации, другие атомные параметры берутся из тех же источников, что и в работе [31]: силы осцилляторов из [70, 193, 248]; скорости ударного возбуждения электронами из [97, 179, 196, 205]; сечения ударной ионизации электронами рассчитываются по формуле из [8] для основного уровня и по формуле (2.5) для возбужденных состояний. Для вычисления скоростей неупругих столкновений с атомами Н использовалась формула (2.8) с масштабирующим коэффициентом кц= 0.1. Это значение было найдено эмпирически, из анализа профилей линий Nal АА8183, 8195 в солнечном спектре [25], как верхняя граница того диапазона, в котором может быть заключена величина коэффициента. Таким образом, взяв кц= 0.1, мы определяем нижнюю границу отклонений от ЛТР для Nal. Заметим, что Баумюллер и др. [60] также из анализа профилей линий Nal в солнечном спектре определяют верхнюю границу &н как 0.5
