Спектроскопическое исследование химического состава субкарликов Бикмаев, Ильфан Фяритович

Введение к работе

' v-:; г: V, '* I .іглг-ії.'П

Работа посвящена спектроскопическому исследованию субкарликов солнечного типа ("solar-like subdwarfs") - F и G карликов с пониженим, относительно солнечного, содержанием металлов.

АКТУАЛЬНОСТЬ ТЕШ. В отличие от звезд диска с солнечным содержанием элементов, субкарлики принадлежат другим^ звездным населениям Галактики - гало и промежуточным составляющим между диском и гало, хотя традиционно субкарлики с содержанием железа от двух до десяти раз ниже солнечного называют субкарликами диска. Звезды указанного типа имеют высокие пространственные скорости (до 300-500 км/сек), а возраст их сравним с возрастом шаровых скоплений (10-17 млрд. лет). Абсолютная светимость субкарликов в среднем на одну звездную величину ниже светимости звезд главной последовательности (карликов) с той же эффективной температурой, что обусловлено, по-видимому, меньшей массой (0.6-0.9 ntg ). Из-за сравнительно малой массы, суо'карлики до настоящего времени находятся на своей главной последовательности и являются непроэво-люционировавшими звездами. Таким образом, содержание элементов в их атмосферах отражает, по-видимому, химический состав вещества, из которого они . сформировались на различных стадиях эволюции Галактики, диапазон содержаний железа, к примеру, лежит в пределах 0.5 - 0.001 от солнечного. Наблюдениям с высокими отношением сигнал/шум (30-100) и спектральным разрешением (ДЖО.ЗА) доступны в настоящее время лишь субкарлики в окрестностях до 100 пс от Солнца. Однако благодаря высоким пространственным скоростям и хаотичному распределению галактических орбит в указанном объеме одновременно присутствуют звезды различных подсистем Галактики. Поэтому исследование химического состава субкарликов дает уникальную возможность зафиксировать отдельные моменты химической эволюции вещества Галактики в целом.

Указанное обстоятельство обусловило непрерывный интерес к суб-

_ 4 -карликам с самого начала развития методов определения химического состава звездных атмосфер. Однако регистрация спектров с высоким спектральным разрешением требует больших затрат наблюдательного времени крупных телескопов и немалых усилий с точки зрения их дальнейшего анализа, поэтому однородныз выборки у различных авто-ров не превышают 10-20 звезд в диапазоне величин Ч=5^т-1сР. Различия е инструментальных и методических подходах при регистрации и анализе спектров приводят при этом к существенным различиям в итоговых результатах ( до одного порядка в содержании железа, см. каталог [Fe/HJ Корель де Стробель и др.. 1985). Эти различия вносят дополнительный шум при комбинировании и сопоставлении результатов разных авторов.

Таким образом, актуальной является задача расширения выборки звезд, для которой наблюдения и анализ химического состава выполнены в однородной системе и единой методикой.

Такая необходимость обусловлена также тем, что з течение нескольких десятилетий развиваются и используются фотометрические методы определения металличности, основанные на изменении поглощения излучения линиями металлов при изменении содержания элементов (Страйжис,1977,1982). Фотометрические наблюдения позволяют выполнить оценки металличности для нескольких тысяч звезд, в большем объеме пространства, чем спектроскопия. Но при этом встает вопрос - может ли большая статистика компенсировать меньшую точность индивидуальных фотометрических оценок металличности ?

Поэтому непосредственное сравнение результатов определения металличности спектроскопичекскими и фотометрическими методами является одной из актуальных задач в настоящее время.

Возросшая точность наблюдений (как фотографических, так и с применением современных твердотельных приемников ) в 80-е годы позволила, выявить в ряде случаев ограниченность приближения локального термодинамического равновесия (ЛТР) в теории образования спектральных линий, традиционно используемого при расчетах содержания элементов (Густафссон.1983). Точность расчетов, по-

- 5 -видимому, ограничена также применением однородных моделей атмосфер к анализу спектра, формирующегося в более сложных условиях (Густафссон и др.,1985).

Эффекты отклонения от ЛТР могут влиять на точность определения химического состава, поэтому выявление, анализ и учет этих эффектов также актуальны.

НеОходимо отметить, что :

1. анализ результатов различных авторов и наших предварительных расчетов химического состава субкарликов показал, что в рамках ЛТР-подхода невозможно получить однозначные результаты для ряда элементов ( Mg, Са, Al, Na, ) при традиционном использовании линий нейтральных атомов,

2. выполнение не-ЛТР расчетов представляет собой отдельную и сложную задачу даже в случае одного элемента для конкретного типа звезд,

3. новые численные методы анализа при отказе от условия ЛТР еще в большинстве своем недостаточно развиты (Сахибуллин.1991) и их применение сдерживается рядом причин (отсутствие или большие неопределенности в некоторых атомных константах, принципиально влияющих на точность расчетов, ограниченность наших знаний о физических условиях в атмосферах конкретных звезд, относительная недоступность мощных ЭВМ для выполнения массовых расчетов, требующих большого объема вычислений для каждого.элемента и т.д.).

Исходя из вышеизложенного, .в данной работе мы ограничились частным, но принципиально важным случаем в задаче определения химического состава субкарликов - определением содержания железа.

В рамках исследования химической эволюции Галактики железо является ключевым элементом:

- с точки зрения процессов ядерного синтеза - I) ядра Fe оказываются конечным продуктом в цепи последовательной эволюции звезд средней массы ( 2-5 М₀), наряда' со сверхновыми, дающими существенный вклад в обогащение межзвездной среды тяжелыми элементами, 2) ядра железа являются основой для последующего синтеза элементов

- б -s-процесса (Ва, Sr) путем последовательного захвата нейтронов (Крамаровский, Чечев, 1987).

- железо используется в большинстве случаев в качестве опорного элемента при исследовании содержаний других химических элементов на диаграммах ( [Х/Ге] - [Fe/H] ), - линии железа дают основной вклад в эффект блокировки излучения в непрерывном спектре субкарликов и, таким образом, определяют величину индекса металличности в различных фотометрических системах. Корректная спектроскопическая калибровка этих индексов опре-деляет точность фотометрических оценок металличности.

(Расчеты для некоторых других элементов кратко обсуждаются в связи с особенностями реализованного подхода к определению величины [Ре/Н].

Выше отмечалось, что в настоящее время наблюдениям с высокими отношением сигнал/шум и спектральным разрешением доступны звезды до 10-й величины. Это ограничивает объем выборки при спектроскопических исследованиях как субкарликов, так и других типов звезд. Поэтому актуальной является задача повышения световой эффективности системы "телескоп-спектрограф", учитывая то обстоятельство, что квантовая эффективность современных приемников излучения приблизилась к своему естественному пределу.

1) Выполнить однородные спектроскопические наблюдения, по-
возможности, наибольшей выборки субкарликов, со спектральным раз
решением, позволяющим непосредственное измерение эквивалептных
ширин линий ( ДА =0.3-0.4 А ).

2. Определить содержание железа однородной методикой с использованием как результатов наблюдений на Основном звездном спектрографе 6-м телескопа, так и опубликованных результатов наблюдений (эквивалентных ширин) других авторов.

3. Выполнить спектроскопическую калибровку фотометрических индексов металличности двух наиболее распространеных' 'систем - UBV и uvbyp.

4. Исследовать распределение субкарликов по металличности и связь между металличностыо и кинематикой.

5. Исследовать возможные пути повышения световой эффективности Основного звездного спектрографа 6-м телескопа.

НАУЧНАЯ НОВИЗНА. В данной работе впервые:

- выполнены однородные спектроскопические наблюдения с высоким
разрешением выборки карликоз и субкарликов, состоящей из 70 звезд,
-определены единым образом параметры атмосфер и выполнены расчеты
содержания железа однородной методикой для 150 звезд в интервале
металличности П?е/Н3= +0.2 f -2.5 ,

- выполнен анализ эффектов отклонения от ЛТ.Р для линий нейтрально
го железа в случае атмосфер субкарликов,

- линии ионов (Fe II) использованы для определения содержания
железа, что позволило обойти проблемы, связанные с не-ЛТР
эффектами для линий Fe I,

получены результаты, свидетельствующие о более высоком содержании металлов ( в среднем на 0.5 dex ) в атмосферах экстремальных субкарликов гало,, по сравнению с результатами предыду.'дих исследований других авторов,

- выполнена спектроскопическая калибровка фотометрических индексов
металличности систем UBV и uvbyjs на основе однородных спектроско
пических определений содержания железа.

ПРАКТИЧЕСКАЯ ЦЕННОСТЬ. Результаты полученные в данной работе могут использоваться:

- при моделировании процессов химической и динамической эволюции
Галактики,

- для совершенствования современных численных методов расчета
интенсивностей спектральных линий и моделей звездных атмосфер,

- для определения металличности субкарликов фотометрическими мето
дами,

- при спектроскопических наблюдениях на Основном звездном спектро
графе 6-м телескопа с использованием резателей звездных
изображений.

«

1. Результаты наблюдений и обработки спектров 70 субкарликов и карликов. Параметры атмосфер и содержание железа для 150 звезд в интервале металличности [Fe/H]=+0.24—2.5, определенные однородной методикой.

2. Обнаружение и анализ эффектов отклонения от условия локального термодинамического равновесия для линий нейтрального железа (Fe I) в атмосферах субкарликов.

3. Результаты определения металличности пс линиям иона железа
(Fell), вывод о более высоком содержании железа ( в среднем, на
0.5 dex ) в атмосферах экстремальных (по степени обедненности
металлами ) субкарликов гало, по сравнению с традиционными опреде
лениями по линиям Fe I.

4. Спектроскопическая калибровка фотометрических индексов
металличности O(U-B)_{0 б} и Am₁.

5. Спектроскопическое подтверждение полученных ранее на основе фотометрических наблюдений выводов о немонотонном характере изменений кинематических характеристик и металличности субкарликов.

6. Результаты исследований позиционных характеристик СЗСП и рззателэй звездных изображений.

АПРОБАЦИЯ РЕЗУЛЬТАТОВ. Результаты работы докладывались :

на астрофизических семинарах САО АН СССР, кафедры астрономии Казанского университета, ГАО АН СССР, института теоретической физики г.Киль (ФРГ),

на всесоюзных совещаниях рабочей группы " Звездные атмосферы ", Н. Архыз (1984), Молетай (1988), Тарту (1991),

на симпозиумах MAC: N 138 (Киев, 1989), N 145 (Варна, 1990),

на отраслевом совещании " Дифракционная оптика ", Казань (1991).

- 9 -СТРУКТУРА И ОВЕЕМ ДИССЕРТАЦИИ. Диссертация состоит из ВВЕДЕНИЯ, четырех ГЛАВ, ЗАКЛЮЧЕНИЯ и ПРИЛОЖЕНИЯ. Общий объем диссертации 231 страница, из них 110 страниц текста, 52 рисунка, 15 таблиц, библиография содержит 240 наименований. ПРИЛОЖЕНИЕ - 20 страниц.