Содержание к диссертации
Введение
1 Характеристики и особенности звезд солнечного типа 21
1.1 Звезды-аналоги Солнца - особая группа звезд солнечного типа 21
1.2 Особенности кандидатов в двойники Солнца 36
2 Наблюдения и определение параметров фотометрических аналогов Солнца 41
2.1 Выборка фотометрических аналогов Солнца 41
2.2 Наблюдательный материал и его обработка 44
2.2.1 Наблюдательные данные 44
2.2.2 Измерение и анализ точности эквивалентных ширин линий 47
2.3 Фундаментальные параметры звезд выборки 50
2.3.1 Эффективные температуры и ускорения силы тяжести 50
2.3.2 Скорости микротурбулентности и вращения 56
2.3.3 Металличности 59
2.3.4 Возрасты, массы и радиусы 60
3 Определение химического состава атмосфер фотометрических аналогов Солнца 69
3.1 Химический состав атмосфер звезд солнечного типа 69
3.2 Оценка точности определения содержаний элементов . 78
3.3 Содержания химических элементов 81
3.3.1 Результаты определений химического состава 81
3.3.2 Сравнение с расчетами других авторов 89
3.4 Определение содержаний лития 94
3.4.1 Проблема содержания лития в звездах солнечного типа 94
3.4.2 Измерения эквивалентных ширин 96
3.4.3 Расчеты содержаний лития 98
3.4.4 Дополнительная выборка 99
3.4.5 Содержание лития в аналогах Солнца и другие параметры 103
3.5 Определения содержаний калия 108
3.5.1 Проблема распространенности калия в звездах солнечного типа 108
3.5.2 Наблюдательные данные для расчетов содержаний К I 110
3.5.3 Параметры атмосфер звезд 113
3.5.4 Результаты расчетов содержаний калия 114
Другие характеристики фотометрических аналогов Солнца 120
4.1 Вращение и хромосферная активность 120
4.2 Кинематические характеристики 124
Выбор наиболее близких солнечных аналогов 135
5.1 Группа фотометрических аналогов Солнца 135
5.2 Группа звезд, обладающих планетами 143
Заключение 152
Благодарности 156
Список литературы 158
- Звезды-аналоги Солнца - особая группа звезд солнечного типа
- Измерение и анализ точности эквивалентных ширин линий
- Содержание лития в аналогах Солнца и другие параметры
- Группа фотометрических аналогов Солнца
Введение к работе
Начиная с 80-х годов XX века наблюдается повышенный интерес к исследованию звезд близких к Солнцу в физическом и пространственном смысле. Частично это связано с попытками понять место самого Солнца среди подобных ему звезд. Наиболее интригующей здесь является проблема поиска и изучения солнечных "аналогов" и "двойников". Более простым с наблюдательной точки зрения методом поиска и отбора таких объектов является фотометрический,-однако сходство цветовых индексов Солнца и звезд не является очень точным показателем, поэтому применение этого метода, по-видимому, является необходимым, но не достаточным критерием для установления принадлежности какой-либо звезды к "родственникам" Солнца. Использование спектроскопического анализа может дать более основательную информацию для исследования аналогичности звезд Солнцу и включения их в число его двойников или аналогов.
Звезды-аналоги Солнца - особая группа звезд солнечного типа
Звезды являются основными объектами Вселенной, более 97% ее видимого вещества сосредоточено в звездах. Процессы, происходящие при экстремальных физических условиях, разнообразном химическом составе, в областях сингулярности и сверхпроводимости, когда вещество двигается с околосветовыми скоростями или имеет критическую массу - все они так или иначе связаны с деятельностью звезд. Эволюция практически всего вещества Вселенной, синтез ядер почти всех химических элементов происходит в недрах звезд, именно благодаря этому существует большое разнообразие вещества, что привело к появлению космических тел другого уровня - планет и, в конечном итоге, жизни на Земле.
В состав Галактики входит порядка 100 млрд звезд, мир которых очень разнообразен. Различие в физических характеристиках (температурах, массах, радиусах) приводит к большому разнообразию условий, в которых находится звездное вещество. В течение эволюции звезды претерпевают сложнейшие изменения, проходят несколько стадий, которые характеризуются особыми состояниями вещества и определенными физическими процессами. Существование двойных и кратных звезд, совместное их развитие еще сильнее усложняет происходящие с ними явления и позволяет получать фундаментальные выводы, касающиеся различных областей науки.
Среди звездного населения нашей Галактики звезды солнечного типа являются одной из важнейших групп объектов. Эта большая группа включает в себя звезды-карлики и некоторые субгиганты спектральных классов F, G и К. Их температуры содержатся в пределах 4500-6500 К. Большинство этих объектов относятся к четвертому и пятому классам светимости. Их массы и радиусы близки в солнечным значениям, а возрасты составляют от 1 до 12 млрд. лет.
Центральным объектом этой группы является Солнце, которое считается наиболее изученной звездой. Близость его к Земле позволяет достаточно подробно исследовать его электромагнитное излучение во всех диапазонах, определять с высокой точностью его физические параметры, характеристики его атмосферы, структуру его атмосферных слоев, особенности и изменения магнитного поля, вращение, конвективные и турбулентные движения его вещества, а также химический состав его атмосферы.
Часто Солнце выполняет роль стандарта, по которому рассматриваются некоторые характеристики звезд. К примеру, зафиксированный в спектральных атласах солнечный спектр является своеобразным эталоном, по которому отождествляются и квалифицируются спектры других звезд. Большинство его параметров определяются прямыми методами, поэтому они считаются наиболее надежными и опорными для различных других методов.
Однако современные исследования показывают, что Солнце несколько выделяется относительно группы подобных ему звезд. В частности, по фотометрическим характеристикам - на двухцветных диаграммах в системах UBV и WBVR его показатели цвета не соответствуют средним значениям, полученным для выборок звезд классов G2V [24]. Приведенный ниже рисунок 1.1.1 из указанной работы демонстрирует двухцветные диаграммы "(W-B)-(B-V)" и "(U-B)-(B-V)" для звезд этих выборок. На рисунках квадратиком с барами ошибок показано положение "средних" цветов этих звезд, и хорошо видно, что отмеченные другими символами (крест, плюс и треугольник) места, соответствующие положению Солнца по данным разных авторов, достаточно далеки от построенного квадратика. Схожая картина наблюдается для большой выборки звезд скопления Гиады, которые рассмотрены в работе [15].
Среди звезд солнечного типа выделяют так называемые звезды-аналоги Солнца. Согласно Содерблому и Кингу [173] температуры этих звезд должны быть заключены в пределах 500 К вблизи солнечной, а металличность - отличаться от солнечной не более, чем в 2 раза. Объекты должны находиться не далее 1 звездной величины от начальной главной последовательности, а также не быть компонентами тесных двойных систем (с периодами порядка 10 суток).
Понятие аналога Солнца было впервые предложено Хардорпом в 1978 году [111]. Первоначально аналогичность Солнцу для этих звезд рассматривалась на основе сравнения спектров низкого разрешения [112]. По результатам работ этого автора было предложено несколько звезд, спектры которых "неотличимы от солнечного", "потенциально эквивалентны" и "очень близкие". Еще в нескольких работах было рассмотрены и предложены возможные кандидаты в аналоги Солнца, которые выбирались по показателям цвета U-B и B-V (например, [141]). В таблице 2 статьи [52] собрана информация о 37 таких звездах; из них HD 1835 и HD 186408 отмечены в четырех работах и лишь HD 186427 - в пяти статьях разных авторов. Исследования Хардорпа стимулировали детальное спектроскопическое изучение солнечных аналогов группой Кейрель де Стробель. В итоге, были получены основные параметры нескольких объектов и проведена критическая оценка возможной их аналогичности Солнцу [50], [51], [80]. В статьях было показано, что предложенные звезды демонстрируют повышенную металличность и не могут считаться близкими солнечными аналогами.
Кроме спектрофотометрии, аналоги Солнца предварительно отбираются также на основе фотометрических характеристик - их показатели цвета и распределение энергии в спектре должны быть близки к солнечным [8]. Но используются и другие критерии, в частности, известны хромосферные аналоги [35], аналоги по ультрафиолетовому спектру [77], [71]. Объекты с идентичными солнечному спектрами поглощения можно назвать спектроскопическими аналогами [51], [176], В классической работе Кейрель де Стробель [52] в результате анализа 109 звезд из каталога HIPPARCOS выделено лишь 26 температурных аналогов Солнца, температуры которых не более чем на 50 К отличаются от значения 5777 К. Из этого списка лишь 5 звезд - HD 11131, HD 25680, HD 76151, HD 187923, HD 217014 - аналогичны Солнцу одновременно по трем фундаментальным параметрам (температуре, светимости и металличности). Температурные солнечные аналоги рассмотрены также в статье Грея [103].
Измерение и анализ точности эквивалентных ширин линий
Изучение спектральных линий различных элементов посредством измерения их эквивалентных ширин (EW) имеет решающее значение для определения параметров и химического состава звездных атмосфер. Поэтому важную роль имеет правильная нормировка спектров и корректное измерение EW, в том числе учет различных физических и инструментальных факторов, влияющих на точное измерение этой величины.
Использование современной приемной аппаратуры (ПЗС-камер) и высокодисперсионных спектрографов, в том числе стационарных, устанавливаемых в фокусе куде крупных телескопов, привело к росту качества получаемого спектрального материала в разных разделах астрофизики. К примеру, отношение сигнал/шум в современных данных более чем на порядок лучше, по сравнению с фотографическими спектрами. Применение дифракционных эшелле-решеток значительно упростило задачу получения спектров в большом диапазоне длин волн.
Значительно улучшилось качество калибровки спектров. Для построения дисперсионных кривых сейчас используют не только известные звездные линии или спектр теллурических линий, но и лабораторные спектры излучения паров тория и аргона или йода, которые дают большое количество ярких линий во всем диапазоне длин волн. Эти линии имеют надежно определенные длины волн, что позволяет фиксировать ничтожные изменения их положений, это в свою очередь привело к лавинообразному открытию большого количества звезд с планетами методами измерения допплеровского смещения их спектральных линий.
Измерение эквивалентных ширин спектральных линий производилось посредством программ DECH20 (1998-2001 гг.) и DECH20T (с 2001 г.) Преимущественно использовались методы прямого интегрирования и аппроксимация линий гауссианой (в случае блендированных линий). В итоге в каждом спектре было измерено несколько сотен линий различных химических элементов. Обобщенные количественные данные об измеренных эквивалентных ширинах линий разных атомов и ионов для всех рассмотренных звезд (а также потокового атласа Солнца [126]) представлены в Приложении I (таблицы 1 и 2), а в таблицах 3-7 Приложения I приведены эквивалентные ширины избранных спектральных линий по измерениям атласа Солнца и спектров трех исследованных звезд-аналогов Солнца: HD 133002, HD 146233, HD 222143. На основе всех измеренных EW создана большая база данных, которая существует в электронном виде и доступна для проведения последующих исследований.
Сравним результаты наших измерений с опубликованными значениями EW других авторов, чтобы выяснить качество использованных нами данных. На рис. 2.2.2 показаны зависимости эквивалентных ширин для четырех звезд: HD 10307, HD 34411, HD 186427 и HD 140283 (последний объект нами не измерялся, но его включение подтверждает объективность дальнейших выводов). Хорошо видно, что четыре совершенно разные системы эшелле-спектров демонстрируют замечательное согласие на уровне 1-2 %. Хотя данные получены на разных инструментах (двухметровые телескопы на Терсколе и Пекинской обсерватории, 2.1-м телескоп обсерватории МакДональд, 3.6-метровый инструмент ЕЮО и 10-м телескоп им. Кека), разных типах спектрографов (в фокусах Куде и Несмита, а также подвесной в фокусе Кассегрена) и обрабатывались различными программными пакетами (DECH, MIDAS, IRAF). Объединяет их использование в качестве диспергирующего элемента эшелле-решетки.
В то же время отмечаются систематические различия в 5-15 %, между эквивалентными ширинами линий, полученными эшелле и "классической" системами, под последней мы понимаем длиннофокусную камеру спектрографа, в которой с помощью приемников типа ретиконовых линеек получают одномерные спектры, для обработки которых применяется собственная методика. "Классические" эквивалентные ширины оказываются систематически меньше значений EW по данным эшелле-спектроскопии. Причем, эти результаты не зависят от спектрального типа и класса светимости звезды, системы спектрографа и программы обработки [2], [27].
Причина такого несоответствия, по-видимому, имеет инструментальную природу и объясняется присутствием рассеянного света в спектрографе, который может искусственно увеличивать уровень непрерывного спектра [27]. В эшелле-спектрографах учет этого эффекта необходим, так как здесь свет рассеивается в эшелле-решетке. В классических спектрографах вклад этого явления традиционно считается малым, поэтому учитывается не полностью или, вообще, пренебрегается.
Хотя многие современные обсерватории оснащены эшелле-спектрографа-ми, однако часто продолжают использоваться классические спектральные системы или архивные данные, полученные с их помощью. Отмеченные выше различия в эквивалентных ширинах могут приводить к систематическим (и случайным) ошибкам при определении атмосферных параметров звезд, которые вкрадываются и в результаты расчетов химического состава их атмосфер. Поэтому при выполнении таких исследований необходимо учитывать, какой наблюдательный материал используется и в случае данных, полученных на ретиконовых приемниках, вносить коррективы, которые можно вычислить на основе группы "стандартных" звезд, часто наблюдаемых и на классических, и на современных спектрографах.
Содержание лития в аналогах Солнца и другие параметры
Содержание химических элементов в атмосфере относится к одному из главных физических параметров любой звезды, так как оно определяется набором исходных характеристик, изменяется в течение эволюции и иногда отражает процессы, происходящие во внутренних слоях звезды. Для точного определения большого набора химических элементов (химического состава) в атмосфере звезды требуется знание фундаментальных параметров {Tef/, \gg и [Fe/H]), хорошо разработанная теория расчетов со -70 держаний элементов (например, модели атмосфер), и самое главное, высококачественные спектроскопические данные в большом диапазоне длин волн, чтобы охватить как можно большее число линий разных химических элементов.
Долгие годы в астрофизике для расчета значения содержания химического элемента X относительно водорода - \ge(X) - применяли метод кривых роста, предложенный еще в 30-е годы XX века. В этом методе получают аналитические зависимости (кривые роста) между числом поглощающих атомов данного элемента (то есть его содержанием) и наблюдаемой эквивалентной шириной спектральных линий данного элемента. Этот метод опирается на довольно общие предположения и использует наблюдательные данные невысокого качества.
С появлением хорошей компьютерной техники, которая позволяет проводить сложные математические расчеты в течение короткого времени, этот метод был усовершенствован и теперь большинством авторов по известным моделям атмосфер звезд численно рассчитываются теоретические значения количества атомов данного элемента, профили и эквивалентные ширины соответствующих линий. Сравнение последних с измеренными EW дает содержание химического элемента, образующего рассмотренные линии. Простота и большие возможности сделали этот метод наиболее распространенным в мире.
Однако атомные данные (например, силы осцилляторов) для многих атомов и ионов известны недостаточно надежно, на точность вычислений Ig(X) также могут влиять особенности наблюдаемых линий. Поэтому часто метод моделей атмосфер проводят в дифференциальной форме, когда содержания химических элементов рассчитывают относительного какого-либо стандарта (обычно Солнца), для которого проводятся аналогичные расчеты.
Для элементов, представленных в спектрах звезд небольшим количе -71 ством обычно слабых или блендированных линий, в настоящее время используется метод синтетического спектра. Этот метод вытекает из описанного выше метода моделей атмосфер, и основной его задачей является получение достоверных профилей спектральных линий с учетом тонких эффектов, влияющих на форму и эквивалентную ширину линии (вращение, макротурбулентность, инструментальное уширение, сверхтонкое расщепление). Этот метод требует высококачественных спектров очень высокого разрешений и применяется, в основном, для тяжелых элементов или при необходимости учета не-ЛТР отклонений.
Для решения каких астрофизических проблем звезд солнечного типа используются перечисленные методы расчетов химсостава?
Первоочередной, наиболее общей задачей, которой уделяется внимание при изучении химического состава звезд является химическая эволюция Галактики. Она решается привлечением информации о распределении химических элементов в различных звездах солнечного типа. Недостаточно высокое качество спектров, получаемых на фотопластинках классическими спектрографами, не позволяло ранее проводить детальный анализ химического состава атмосфер множества холодных звезд для большого количества химических элементов. Использование ретиконовых линеек или ПЗС-матриц, позволило повысить качество наблюдаемых спектров, но все же в 80-е годы XX века исследовались содержания отдельных элементов (углерода, кислорода, азота [129], [39], [145]) или группы легких элементов [79]. К последним также можно отнести прекрасную работу Томкин и др. [191], где проанализированы содержания Na, Mg, Al, Si, Ca и Sc у 20 звезд диска.
В 1993 году вышла известная статья Эдвардссона и других [67], где проведено подробное исследование содержания химических элементов для почти двух сотен холодных звезд диска Галактики в диапазоне -1.0 [Fe/H] +0.1. Найдено, что как для а-элементов (О, Na, Mg, Si), так и тяжелых элементов (Zr, Ba, Nd) распределения [X/Fe] в основном показывают некоторый рост в сторону уменьшения [Fe/H]. В серии работ Граттона, Каретта, Сведена проведен анализ данных этой и нескольких других работ (см. [48]). Высококачественные наблюдения спектров 90 звезд галактического диска на 2.16-м телескопе с использованием эшелле-спектрометра и ПЗС-приемника позволили Чен и др. [56] достигнуть еще более высокого уровня точности. Полученные в этих работах тренды содержаний разных элементов от ме-талличности подтверждают результаты предыдущих исследований.
В недавней статье [157] получены высокодисперсионные спектры 180 F-G звезд и рассчитаны ЛТР-содержания почти 30 химических элементов. В результате анализа содержаний отмечена зависимость их от [Fe/H]: для а-элементов наблюдается увеличение [a/Fe] с понижением металл ичности, в случае же элементов s-процесса соответствующий параметр демонстрирует тренд с наклоном с сторону небольшого уменьшения содержания железа. В результате авторы указывают, что химический состав звезд тонкого диска не зависит от возраста и места рождения для элементов имеющих различное происхождение (в сверхновых второго типа, то есть массивных звездах, сверхновых первого типа - белых карликах или гигантов асимптотической ветви). Привлечение данных о пространственных скоростях и положении звезд в Галактике позволяют выделять и сравнивать характеристики звезд толстого и тонкого дисков Галактики. Например, значение компоненты V, направление которой соответствует направлению вращения диска Галактики, находится в пределах от -40 до -100 км/с у звезд толстого диска, и близко в 0 км/с в случае звезд тонкого диска. Содержания элементов железного пика примерно одинаковы у звезд и толстого и тонкого диска, тогда как легких элементов в толстом диске сравнительно больше, чем в тонком, а содержание бария показывает избыток, наоборот, у звезд тонкого диска.
Группа фотометрических аналогов Солнца
При вычислении содержаний ио сильным линиям натрия, магния, серы, калия, кальция приходится прибегать к использованию не-ЛТР приближения, в качестве примеров можно привести следующие работы: Такеды и др. [184] для Na, Шиманского и др. для К [26].
Важнейшей задачей остается уточнение содержания железа на Солнце, так как [Fe/H] является одним из основных параметров звезд, а описание содержания других химических элементов привязано к металличности. В спектрах холодных звезд наблюдаются сотни линий Fe I и Fe II, среди которых можно выбрать достаточно хорошие для использования в расчетах содержаний. В 80-90-е годы происходила серьезная дискуссия между двумя исследовательскими группами (Блекуэлла и Холвегера), которые получали различные значения содержания железа по линиям Fe I (см. к примеру, статьи [43] и [114], соответственно). В итоге, по мнению авторов [106] несоответствие оказалось связанным с неудачным выбором первыми линий нейтрального железа низкого возбуждения, различиями в эквивалентных ширинах линий, шкале сил осцилляторов, значениями микротурбулентной скорости и парметра затухания. В аккуратно выполненном исследовании, проведенном указанными авторами по 65 линиям Fe I [106], подтверждается правота группы Холвегера и утверждается значение содержания железа в фотосфере Солнца, равное A(Fe) = 7.50 ± 0.05 dex и совпадающее с метеоритным. Однако проблема остается, так по линиям Fe II теоретические данные дают несколько завышенное значение - A(Fe) = 7.59 ± 0.06 [155], а использование двухкомпонентной модели атмосферы Солнца приводит к пониженному значению железа по обеим группам линий [41].
В недавней работе Ниссена и др. [144] рассмотрены содержания скандия и марганца для 119 звезд диска и гало, и показано, что поведение [Sc/Fe] от металличности аналогично тренду для а-элементов, тогда как содержание Мп увеличивается с увеличением [Fe/H]. Вероятнее всего, это объясняется различными типами нуклеосинтеза, производящего эти элементы.
Примснение предположения о формировании линий Fe І в условиях НЄ-ЛТР [92] не сильно меняет основные результаты, так как поправки за счет отклонений в моделях для железа у звезд солнечного типа незначительны. Не-ЛТР эффекты начинают играть роль у звезд пониженной металлично-сти и достигают 0.3 dex при Fe/H] —3.0 dex [187].
В отдельных исследовательских группах уделяется внимание тяжелым элементам - продуктам г- и s-процессов, таким как барий или европий [138], [137], [124]. Для этих элементов при расчетах содержаний необходимо использование не-ЛТР подхода, чтобы правильно учесть все тонкие эффекты, возникающие из-за рассмотрения сложных многоуровневых атомов. Результаты вычислений для распределения содержаний Ва, Ей от [Fe/H] дают результаты схожие с прежними данными и используются для надежного изучения процессов химической эволюции Галактики.
В некоторых работах, направленных на исследование исключительно звезд с пониженной метал личностью, рассматриваются как полный химический состав данных объектов (например, Норрис и др. [147] или Граттон и др. [99]), так и особенности содержаний отдельных элементов (кислорода - [146], [87]; серы - [180]; тяжелых элементов - [119], [139]). В других исследованиях изучаются звезды с [Ме/Н] 0.1 ([49], [74], [188]), содержания химических элементов в которых указывают на аналогичность химической эволюции разных типов населения звездного диска. Модели распределений содержаний химических элементов превосходно согласуются для звезд с повышенным и пониженным содержанием металлов, для звезд толстого диска и бедных металлами звезд балджа [153].
Наблюдаемые распределения содержаний в среднем подтверждают теоретические модели, предлагаемые для описания градиента химического состава галактики Млечный Путь и ее химической эволюции ([166], [29]. Если рассматривать их более подробно для каждой группы элементов, то видно, что замечательное согласие есть для легких элементов (особенно для кислорода, кремния и кальция), а среди элементов железного пика не все хорошо описываются моделью (хорошее согласие есть для скандия и марганца), для других элементов неточность описания может обьясняться недостаточным количеством наблюдательных данных (как в случае меди, ваннадия), неправильно выбранной теоретической моделью (для калия в статье [29]) или неверной методикой определения содержания, например, неучет не-ЛТР отклонений (для серы). Сравнение содержаний калия с указанными моделями было проведено в нашей работе [26], которая описывается в пункте 3.5.
