УДК 524.31.04/08-852-36+524.6-36-54
ЭЛЕМЕНТЫ, СИНТЕЗИРУЕМЫЕ В ПРОЦЕССАХ НЕЙТРОННЫХ ЗАХВАТОВ, У ЗВЕЗД ГАЛО, ТОЛСТОГО И ТОНКОГО ДИСКОВ. СТРОНЦИЙ, ИТТРИЙ, ЦИРКОНИЙ, ЦЕРИЙ
© 2007 г. Л. И. Машонкина1, А. Б. Виноградова2, Д. А. Птицын1, В. С. Хохлова2, Т. А. Чернецова2
1 Институт астрономии РАН, Москва, Россия 2Казанский государственный университет, Казань, Россия Поступила в редакцию 04.04.2007 г.; принята в печать 05.04.2007 г.
Получены содержания Sr, Y, Zr и Ce у выборки из 74 холодных карликов и субгигантов с содержанием железа [Fe/H] в диапазоне от 0.25 до —2.43. Определения выполнены методом синтетического спектра в рамках предположения ЛТР для Y, Zr и Ce и на основе неЛТР-анализа для Sr. Используются спектральные наблюдения высокого разрешения (А/ДА ^ 40 000 и 60000) с отношением сигнал/шум от 50 до 200. Найдено, что у звезд гало отношения содержаний Zr/Y, Sr/Y, Sr/Zr в пределах ошибок постоянны в широком диапазоне металличности (—2.43 < [Fe/H] < —0.90), что свидетельствует об их общем происхождении в эпоху формирования гало. У звезд толстого диска отношение Zr/Y быстро падает с ростом содержания Ba, что указывает на уменьшение скорости производства Zr по сравнению с Y в эпоху активного формирования толстого диска. Звезды толстого диска и гало обнаруживают рост отношения [Zr/Ba] с уменьшением содержания Ba и корреляцию избытков Zr и Eu относительно Ва. Эволюционные закономерности в поведении элементных отношений, найденные у звезд толстого диска и гало, не описываются имеющимися моделями химической эволюции Галактики и требуют их усовершенствования. У звезд тонкого диска отношения содержаний Y и Zr к Fe, Ba и друг относительно друга в среднем являются солнечными, но при этом отмечается небольшое падение отношений Zr/Ba и Zr/Y с ростом содержания бария. Эти данные свидетельствуют о доминировании звезд асимптотической ветви гигантов в обогащении межзвездной среды тяжелыми элементами в эпоху тонкого диска в соответствии с предсказаниями теории нуклеосинтеза для основной компоненты s-процесса.
PACS: 97.20.Jg, 97.20.Li, 97.20.Tr, 97.10.Tk, 98.35.Bd, 98.35.Ln
1. ВВЕДЕНИЕ
В наших предыдущих работах были определены содержания бария, европия [1, 2] и неодима [3] у 78 звезд, принадлежащих трем типам галактического населения — тонкому диску, толстому диску и гало, — и из анализа элементных отношений были обнаружены свидетельства различной химической истории этих типов населений. Для каждой из выборок звезд тонкого диска и толстого диска отношения содержаний [Eu/Fe], [Nd/Fe], [Eu/Ba] и [Nd/Ba] показывают регулярное поведение с изменением металличности и малый разброс значений у звезд с близким содержанием металлов. Содержание металлов, или металличность, в литературе принято характеризовать содержанием железа [Fe/H], и мы будем использовать эту терминологию. Из сравнения с предсказаниями модели синтеза бария и европия в Галакти-
ке [4] был сделан вывод о том, что активная фаза формирования толстого диска относится к эпохе 1 — 1.6 млрд. лет от начала протогалактического коллапса [2]. Это независимо подтвердило более ранние выводы Граттона и др. [5, 6] и Фурманна [7], основанные на анализе содержания кислорода и магния, о том, что звездное население толстого диска — это старое население Галактики.
В этой работе мы продолжаем изучение элементов, синтезируемых в ядерных реакциях нейтронных захватов, и представляем результаты для стронция, иттрия, циркония и церия у той же выборки звезд. Для того чтобы понять важность изучения Sг, Y и 2г, нужно вспомнить о том, как и где синтезируются химические элементы тяжелее железа. В зависимости от плотности потока нейтронов реакции нейтронных захватов подразделяются на медленные (8-) процессы и быстрые
(г-) процессы. Согласно современным теоретическим представлениям, г-процесс ассоциируется со вспышками сверхновых II типа, з-процесс может протекать в ядрах массивных звезд (М > > 20 М©) на стадии гидростатического горения гелиевого ядра (слабая компонента з-процесса) и у звезд промежуточных масс (2 — 4М©) на стадии нестационарного горения двойного слоевого источника (основная компонента з-процесса в звездах асимптотической ветви гигантов). При этом, согласно Каппелеру и др. [8], в массивных звездах в з-процессе могут формироваться ядра лишь наиболее легких из тяжелых элементов — с атомной массой А < 90. Таким образом, Се (А = 140, 142 для наиболее распространенных изотопов), Ва (А = 134-138) и Еи (А = 151, 153) могут синтезироваться в звездах двух типов — при вспышках сверхновых и в звездах асимптотической ветви гигантов, а Sг (А = 86—88), Y (А = 89) и Zг (А = = 90—92, 94, 96) — дополнительно еще и в ядрах массивных звезд. Тяжелые элементы в веществе Солнечной системы были синтезированы как в з-, так и в г-процессе, но в различных пропорциях для разных элементов. Согласно Арландини и др. [9], в основной компоненте з-процесса образовалось 85% солнечного стронция, 92% иттрия, 83% циркония, 77% церия, 81% бария и лишь 6% европия. Согласно [10], произведенные в массивных звездах з-ядра составляют 9% для стронция, 5% для иттрия и 2% для циркония. Поскольку характерное время производства тяжелых элементов различно для разных типов звезд, то соотношение вкладов каждого из процессов в содержание конкретного элемента и отношение содержаний разных элементов изменялись на протяжении жизни Галактики. В настоящее время теория нуклеосинтеза не в состоянии предсказать выход элементов в г-процессе и дает лишь очень приближенные оценки для слабой компоненты з-процесса. Поэтому очень важно на основе наблюдательных данных воссоздать историю обогащения межзвездной среды тяжелыми элементами. В этой работе мы ставим задачу проследить эволюционные изменения относительных содержаний элементов Sг, ^ Zг, Се и Ва у звезд в широком диапазоне металличности, сформировавшихся в разные эпохи жизни Галактики.
В литературе есть работы по определению содержания Sг, ^ Zг, Се и их анализу с точки зрения химической эволюции Галактики. Однако, как видно на рис. 4, 6 и 7 из статьи Травальо и др. [11], где собраны данные, опубликованные до 2004 г., значительный разброс значений у звезд близкой металличности существует не только для абсолютных содержаний ^/Н, Zг/Н), но и для относительных ^/Ва, Y/Zг и т.д.). Например, разброс отношения ^г/У] составляет 0.4—0.6 dex, а
отношения [Sr/Y] — от 0.4 dex у звезд с небольшим дефицитом металлов ([Fe/H] > —1) до порядка величины на меньших металличностях. Предсказываемые эволюционные эффекты — намного меньше, так что они "тонут" в наблюдаемом "шуме". Например, согласно модели химической эволюции [9], отношение Zr/Y меняется на протяжении жизни Галактики на 0.24 dex, а отношение Y/Ba — на 0.34 dex. В этой статье ставится задача минимизировать методические ошибки при определении содержания элемента: тщательно отбираются спектральные линии, используется однородная выборка звезд с эффективными температурами и светимостями, близкими к солнечным параметрам, применяется дифференциальный подход для того, чтобы исключить неопределенность атомных параметров линий.
Статья построена следующим образом. Используемые методы и программы описываются в разделе 2. На основе изучения солнечного спектра в разделе 3 осуществляется выбор спектральных линий для последующего анализа звездных спектров и обсуждается точность атомных параметров. Выборка звезд, наблюдательный материал и параметры атмосфер звезд представлены в разделе 4. В разделе 5 приводятся результаты определения содержания Sr, Y, Zr и Се у звезд, обсуждаются обнаруженные закономерности в поведении элементных отношений у звезд тонкого диска, толстого диска и гало, проводится сравнение с литературными данными. В Заключении формулируются выводы.
2. ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ МЕТОДЫ И ПРОГРАММЫ
Как для Солнца, так и для звезд используются плоскопараллельные, однородные, бланкетиро-ванные модели атмосфер, рассчитанные по программе MAFAGS [12]. Конвекция учитывается на основе теории пути перемешивания с параметром длины пути перемешивания l относительно высоты однородной атмосферы Hp, составляющим l/Hp = = 0.5. Для учета непрозрачности, обусловленной ^58 млн. атомарных и молекулярных линий, используются функции распределения непрозрачности (ODF), рассчитанные Куруцем [13]. При этом они были промасштабированы на —0.16 dex (в логарифмической шкале) для того, чтобы привести содержание железа, линии которого дают наибольший суммарный вклад в функции ODF, в соответствие солнечному содержанию lg epe = = 7.51 [14]. Здесь и далее используется шкала содержаний, в которой для водорода принято lg eH = = 12. Для звезд с дефицитом металлов одним из параметров модели атмосферы является содержание элементов-доноров свободных электронов — Mg,
Si, Ca. При расчете модели атмосферы конкретной звезды полагалось, что [Mg/Fe] = [Si/Fe] = = [Ca/Fe]. Содержание магния определялось одновременно с параметрами атмосферы — эффективной температурой Tes, поверхностным ускорением силы тяжести lg g и содержанием железа (разд. 4).
Содержание Y, Zr и Ce определяется в рамках предположения о локальном термодинамическом равновесии (ЛТР). В исследуемом диапазоне звездных параметров (Teff < 6500 K) первые ионы доминируют в полном содержании каждого из элементов, и в такой ситуации неЛТР-эффекты могут быть обусловлены только переходами между связанными состояниями самого иона. Каждый из ионов — YII, ZrII и Cell — обладает сложной структурой термов с небольшим разделением соседних уровней по энергии, поэтому столкновительные процессы, вероятно, играют доминирующую роль в установлении статистического равновесия. По аналогии с NdII и EuII, для которых нами уже проводились неЛТР-расчеты в [15, 16], мы ожидаем, что отклонения от ЛТР для YII, ZrII и CeII не должны быть большими, но планируем проверить это утверждение в будущих исследованиях. Содержание элемента в данной работе определяется методом синтетического спектра, т.е. из анализа профилей, а не эквивалентных ширин линий. Расчеты проводились с использованием программы SIU, разработанной в Мюнхенском университете Т. Гереном (T. Gehren) и
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.