УДК 524.316.7-355
МОЛЕКУЛЯРНЫЕ ПОЛОСЫ В СПЕКТРАХ ЗВЕЗД СПЕКТРАЛЬНОГО КЛАССА М
© 2014 г. Я. В. Павленко*
Главная астрономическая обсерватория Национальной академии наук Украины, Киев, Украина Поступила в редакцию 25.02.2014 г.; принята в печать 17.03.2014 г.
Проведены расчеты профилей основных полос молекул, которые формируют распределение энергии в спектрах звезд спектрального класса М. Расчеты профилей отдельных полос производились в приближении смазанных линий; приводится информация о силах осцилляторов и источниках спектроскопических данных для конкретных переходов между электронными уровнями молекул. Также произведены расчеты теоретических распределений энергии в спектрах М-звезд с использованием имеющихся списков линий основных молекул — источников непрозрачности, обусловленной связанно-связанным поглощением в атмосферах звезд кислородной последовательности. Воспроизводятся распределения энергии в спектре красного гиганта кислородной последовательности HD 148783 (30 Her) и М-карлика 2MASS J22424129-2659272. Исследована зависимость рассчитанных распределений энергии в спектре красного гиганта от принятых значений металличности и содержания углерода. Показано, что наблюдаемые распределения энергии в спектрах HD 148783 и 2MASS J22424129-2659272 хорошо описываются теоретическими спектрами, рассчитанными для моделей атмосфер Teff/lg g/[Fe/H] = 3250/-0.4/0 и 3000/5.0/0, соответственно.
DOI: 10.7868/S0004629914110048
1. ВВЕДЕНИЕ
Звезды поздних спектральных типов наиболее многочисленны среди населения нашей Галактики. При этом доля маломассивных звезд-карликов составляет >70% общего числа звезд Галактики [1], а звезды-карлики спектральных классов М, Ь, Т явно доминируют по числу среди прочего населения Галактики. Заметим, что несмотря на то, что их суммарная масса составляет по разным оценкам 5—15% от суммарной массы Галактики, звезды-карлики являются важной составляющей скрытой массы в форме барионной материи. С большой долей вероятности эти оценки мы можем принять и для других галактик. На сегодня изучение маломассивных звезд с массами менее 0.6 Ы(.-.) является одним из приоритетных направлений современной астрофизики. Популяция карликов поздних спектральных классов включает в себя коричневые карлики — субзвездные объекты с массами менее 0.075 [2], которые занимают промежуточное положение между звездами и планетами-гигантами. На ранних стадиях эволюции у большинства этих маломассивных карликов наблюдаются спектры с полосами поглощения ТЮ, которые характерны для спектрального класса М.
E-mail: yp@mao.kiev.ua
В то же время гиганты спектрального класса М не столь многочисленны. Они представляют интерес для понимания природы более массивных, чем М-карлики, звезд на поздних стадиях эволюции. Заметим, что М-гиганты имеют существенные светимости (2.2 < Ьъо1 < —2.2), и, следовательно, они доступны для исследования на больших расстояниях, чем звезды-карлики. Поэтому именно анализ спектров М-гигантов на различных расстояниях от центра Галактики и в ее балдже позволяет выявить особенности химической эволюции различных частей Галактики [3].
Формирование спектров М-звезд происходит в экстремальных условиях низких температур, а в случае ультрахолодных карликов — и высокого давления, что представляет дополнительные трудности при создании и применении методики их интерпретации. Отметим, что максимум излучаемой этими звездами энергии находится в инфракрасной области спектра. В то же время изучение их оптических спектров представляет существенный интерес при решении многих задач. Например, реализация так называемого "литиевого теста" [4] предполагает исследование линий нейтрального лития в спектрах М-карликов, которые расположены в оптическом спектральном диапазоне. Здесь же находятся линии поглощения калия и натрия, которые могут быть использованы для количественно-
го анализа физических условий в звездных атмосферах. Отметим, что все эти линии поглощения показывают сильную зависимость от температуры и ускорения силы тяжести [5]. В спектрах М-карликов они формируются на фоне сильных молекулярных полос, среди которых доминируют по интенсивности системы полос TiO [6]. Собственно говоря, спектральная классификация звезд спектрального класса М основывается на факте изменения интенсивности этих полос, а именно их усилении при переходе от ранних спектральных классов M к поздним. Заметим, что при понижении эффективных температур звезд-карликов ниже 2400 К становятся заметными эффекты уменьшения концентрации молекул в их атмосферах по причине связывания атомов Т^ V и других металлов в пылевые частички [7]. Вследствие этого вид распределения энергии в оптическом диапазоне холодных звезд-карликов существенным образом изменяется [8]. Последнее обстоятельство послужило основанием введения для более холодных, чем М-карлики, звезд, нового спектрального класса L [9, 10].
В последнее время получила развитие методика определения эффективных температур М-карликов и М-гигантов посредством воспроизведения их наблюдаемых спектров в оптической части спектра. Был предложен ряд спектральных индексов, которые для случая М-звезд в большинстве случаев есть отношения потоков, сформированные в головах и хвостах полос ТЮ [11].
В последние годы заметен определенный прогресс в изучении спектров М-звезд, обусловленный как появлением наблюдений с высоким разрешением спектров М-звезд, так и существенным улучшением наших знаний об источниках непрозрачности, которые определяют их спектры в оптической и инфракрасной областях спектра — в том числе и появление списков линий поглощения ТЮ, рассчитанных разными авторами [12, 13], которые дают схожие результаты при их использовании.
В этой статье принята следующая структура изложения материала: в разделе 2 описана использованная в нашей работе методика расчетов профилей отдельных полос молекулы ТЮ и других молекул, которые могут формировать детали в абсорбционном спектре М-звезд. Приводятся входные параметры, которые использовались в расчетах. Рассчитанные профили молекулярных полос показаны в подразделе 2.1. В подразделах 3.1 и 3.2 представлены воспроизведения наблюдаемых распределений энергий в спектрах М-гиганта ИЭ 148783 и М-карлика 2МЛ88 Л22424129-2659272, соответственно. Здесь же приводятся наши результаты определения эффективных температур этих звезд. В разделе 4 обсуждаются полученные результаты.
Таблица 1. Положение голов полос (v",v') = (0,0) молекулы TiO и их силы осцилляторов fel, принятые в работах разных авторов
Система Переход Положение головы полосы (0,0), А fe
[24] [12] [25]
а С3А-Х3А 5170.7 0.105 0.1288 0.106
ß с^Ф-б^Д 5605.2 0.176 0.1621 0.1250
В3П-Х3А 6192.5 0.108 0.1514 0.0935
7 А3Ф-Х3А 7095.8 0.092 0.1193 0.0786
(5 8407.6 0.048 0.0581 0.0480
б Е3П-Х3А 8870.9 0.032 0.0025 0.0023
Ф ^П-^Д 11044.0 0.052 0.0668 0.0178
Таблица 2. Положение голов полос других молекул и их силы осцилляторов /е1, принятые в работах разных авторов
Система Переход Положение головы полосы (0,0), А fe Источник
А10 4845 0.039 [19]
СгН 8620 0.001 [26]
VO В4 П+Х4£+ 7930 0.120 [24]
FeH F4Ai-X4Ai 8694 - [27]
СаН В2£+Х2£+ 6900 0.050 -
MgH А2ПГ-Х2£+ 5208 0.059 [19]
CN(blue) В2£+Х2£+ 3884 0.036 [19]
2. ПРОЦЕДУРА РАСЧЕТОВ
Следует отметить, что по сути в этой работе производится расчет распределения энергии в спектрах звезд. Однако для простоты в дальнейшем мы будем использовать термин "синтетические спектры". При расчетах синтетических спектров М-карликов и М-гигантов использовались модели атмосфер из сетки NEXTGEN [14] и рассчитанные по программе БЛМ12 [15], соответственно. Синтетические спектры рассчитывались в рамках классических приближений по программе WITA618 [16]. Использовалась та же система источников непрозрачности в континууме [5], что и при расчете моделей атмосфер. Все расчеты в этой работе производились для солнечного химического состава, взятого из [17].
2.1. Профили молекулярных полос
Одной из проблем, исследованных в нашей работе, был расчет отдельных систем полос двухатомных молекул, которые и формируют оптические спектры М-звезд. Для этого была использована методика расчетов профилей молекулярных линий, описанная в работе Нерсесяна и др. [18]. Для упрощения изложения материала в дальнейшем мы будем использовать для нее определение JOLA (Just Overlapping Line Approximation). Алгоритм и коды программы BIGF1 были оптимизированы автором для уменьшения необходимого времени расчетов на ЭВМ. Модифицированная подпрограмма была включена в программу WI-TA [6].
Методика JOLA позволяет рассчитывать профили молекулярных полос раздельно. Естественно, при этом не учитывается тонкая структура молекулярных полос, но учтено их разделение на P-, Q-, и R-ветви. Данные о молекулярных термах и переходах между ними взяты из различных источников [19—21]. Заметим, что профили сильных молекулярных полос, рассчитанные по методике JOLA и с использованием детальных списков линий, достаточно хорошо согласуются между собой [22] и в целом удовлетворительно описывают наблюдаемые спектры. Естественно, такое сравнение имеет смысл только для случая наблюдаемых спектров умеренной и низкой дисперсии, когда вращательная структура молекулярных спектров уже не проявляется по причине замывания отдельных линий поглощения вследствие процессов инструментального уширения, существенной скорости макротурбулентности в атмосфере или достаточно быстрого вращения самой звезды.
Самым проблематичным моментом подобного рода расчетов является выбор системы сил осцилляторов для соответствующих электронных переходов. Принятые величины fei различаются до 30% даже для относительно давно известных систем сравнительно хорошо изученных молекул [23—25]. В данной работе для полос поглощения TiO используется система сил осцилляторов Альвареса и Плеза [23], принятая Плезом [12] при расчете детальных списков линий рассматриваемой нами молекулы. Перечень молекулярных полос TiO, для которых в нашей работе рассчитывались профили поглощения, и источники спектроскопических данных для них, приведен в табл. 1. Источники использованных спектро
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.