УДК 524.316.7.022-36
РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ, ОБРАЗУЮЩИХСЯ В ПРОЦЕССАХ НЕЙТРОННЫХ ЗАХВАТОВ, В АТМОСФЕРАХ ХОЛОДНЫХ ГИГАНТОВ
© 2007 г. Т. В. Мишенина1, Т. И. Горбанева1, O. Бьенейме2, К. Субиран3, В. В. Ковтюх1, Л. Ф. Орлова1
'Астрономическая обсерватория Одесского национального университета, Одесса, Украина 2 Астрономическая обсерватория Университета им. Луи Пастера, Страсбург, Франция
3Обсерватория Бордо, Флуарак, Франция Поступила в редакцию 20.07.2006 г.; после доработки 12.10.2006 г.
Получено содержание Y, Ba, La, Ce, Pr, Nd и Eu в атмосферах большой выборки гигантов (171 звезда), отобранных по фотометрическим критериям как кламп-гиганты и имеющих металличность [Fe/H] от —0.7 до 0.3 dex. Определение выполнено в приближении ЛТР методом моделей атмосфер на основе эшелле-спектров высокого разрешения (R = 42000) с высоким отношением сигнал/шум. Содержание бария и европия определено методом синтетического спектра с учетом сверхтонкой структуры. Показано, что для кламп-гигантов и гигантов восходящей ветви, селекция которых была выполнена авторами ранее, нет существенных различий в содержании элементов, образованных как в s-процессе, так и r-процессе нейтронного захвата. Проведен анализ поведения содержания элементов, образующихся в процессах нейтронных захватов от металличности [Fe/H].
PACS: 97.10.Tk, 97.20.Li, 97.10.Cv
1. ВВЕДЕНИЕ
Интерес к исследованию гигантов, претерпевших гелиевую вспышку в ядре, и находящихся на диаграмме Герцшпрунга—Рессела (Г—Р) в так называемой области кламп-гигантов, которая соответствует горизонтальной ветви звезд шаровых скоплений, вызван характерным свойством этих объектов: их светимости подобны и не зависят от начальной массы звезды. Эта их особенность активно используется при определении внегалактических расстояний. С одной стороны, представляется важным знать, насколько кламп-гиганты, находящиеся в данной области диаграммы Г—Р, смешаны с гигантами восходящей ветви (ВВГ), и можно ли это выявить, опираясь на различия в химическом составе атмосфер кламп-гигантов и гигантов восходящей ветви. Эта задача решается на базе исследования химических элементов, содержание которых меняется в процессе эволюции, и прежде всего это и, С, Ы, О. С другой стороны, поскольку гиганты являются более яркими объектами, чем карлики, и позволяют "проследить" поведение содержания различных элементов на больших расстояниях, чем при исследовании карликов, то немаловажно исследовать в их атмо-
сферах содержания элементов, в частности, образованных в процессах нейтронного захвата.
Процессы нейтронного захвата подразделяются на r-процесс (быстрый захват нейтронов) и s-процесс (медленный захват нейтронов), в зависимости от интенсивности потоков нейтронов. Согласно современным представлениям теорий нуклеосинтеза, элементы r-процесса (например, Eu) появляются в ядрах массивных звезд в результате вспышек сверхновых [2]. И если о многокомпо-нентности r-процесса речь идет только в последнее время, то для s-процесса традиционно выделяется три компонента. Главный (main) компонент производится в результате тепловых пульсаций в реакциях 13C(a, n)16O в звездах с массами M < 4 MQ, находящихся на асимптотической ветви гигантов (АВГ) [1]; слабый (weak) компонент производится преимущественно при высоких температурах в рекциях 22Ne(a, n)25Mg в результате горения гелия в ядрах массивных звезд; сильный (strong) компонент был введен для объяснения производства Pb. Все упомянутые процессы вносят различные и изменяющиеся в процессе галактической эволюции вклады в содержание того или иного элемента. Это связано с тем, что различные процессы отвечают за производство различных элементов и,
в большинстве случаев, выход элемента эависит от металличности. Вследствие истечения оболочек звезд АВГ или взрывов сверхновых, эти элементы обогащают межзвездную среду, а затем попадают в последующие поколения звезд, образованные из обогащенного вещества.
Определенные в звездах содержания элементов нейтронного захвата могут быть использованы для тестирования теорий галактического обогащения этими элементами, анализа вертикального распределения содержаний элементов в диске и пр. Однако, атмосферы гигантов содержат переработанное в процессе собственной эволюции вещество и не являются однородным по химическому составу классом объектов, в том числе по содержанию элементов, образованных в процессах нейтронного захвата. В работах Боярчука и др. [3, 4] рассмотрена возможность обогащения атмосфер гигантов элементами з-процесса в результате собственной эволюции звезды за счет появления достаточных нейтронных потоков в продвинутых циклах горения водорода и наличия более глубокого перемешивания. Заметное обогащение з-элементами показывают химически пекулярные гиганты, называемые бариевыми звездами (и умеренно-бариевыми звездами), пекулярность которых обусловлена двойственностью объектов и наличием компонента, находящегося на стадии АВГ. Поскольку кламп-гиганты находятся также на заметно продвинутой эволюционной стадии, предшествующей стадии АВГ, представляется интересным исследовать содержание элементов нейтронного захвата в их атмосферах.
Целью данной работы является определение содержаний ^ Ba, La, Ce, Pг, Ш, Eu в атмосферах 171 гиганта на основе спектров с высоким разрешением и большим отношением сигнала к шуму и высокоточных определений параметров атмосфер звезд и их анализ как с точки зрения собственной эволюции звезды, так и в контексте тенденций галактической химической эволюции. Данная работа есть продолжение ряда работ по исследованию гигантов, выполненных нами ранее: работ по определению эффективных температур Teff [5] и содержания элементов группы CNO, а-элементов и элементов железного пика [6], а также работ, выполненных по исследованию химической и динамической эволюции галактического диска [7—9].
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Список исследуемых звезд был составлен на основе отбора по фотометрическим критериям 171 звезды-гиганта, имеющих металличность, близкую к солнечной, и расположенных на диаграмме Г—Р в области кламп-гигантов (табл. 1).
Для отбора использовались абсолютная звездная величина и показатели цвета В — V, трансформированные из наблюдений спутника Гиппархос [10]. Более детально отбор звезд описан в работе [9]. Спектры исследуемых звезд получены на 1.93-м телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (Франция), оснащенном эшелле-спектрометром ELODIE [11], по совместной украинско-французской заявке. Разрешающая способность спектрометра К = 42 000, исследуемый участок длин волн АА4400—6800 ЛЛ, отношение сигнал/шум — порядка 100—350.
Первичная обработка спектров (экстракция изображений, учет космических частиц, деление на плоское поле и т.д.) была выполнена непосредственно в процессе наблюдений [12]. Дальнейшая обработка спектров (проведение уровня непрерывного спектра, измерение глубин и эквивалентных ширин линий EW и пр.) была выполнена при помощи пакета программ DECH20 [13]. Глубины и эквивалентные ширины линий измерены методом подгонки профиля Гаусса. Сравнение EW линий, измеренных в спектрах исследуемых звезд в данной работе, с результатами работ других авторов приведены в [6]. Наблюдается хорошее согласие между различными системами EW линий.
3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АТМОСФЕР
Кратко остановимся на методах определения параметров атмосфер, подробно описанных в работах [5, 6].
1. Эффективная температура Teff. Существенное (на порядок) повышение точности определения Teff возможно только в случае использования достаточно большого числа спектральных критериев, основанных на отношении глубин К\/К2 спектральных линий со значительно различающимися потенциалами возбуждения нижнего уровня. Из-за того, что линии с высокими и низкими потенциалами возбуждения по разному реагируют на изменение Teff, отношения их глубин Кг/К2 (или эквивалентных ширин) являются очень чувствительными индикаторами этого параметра. При использовании данного метода определяющим является отбор линий для построения соответствующих калибровок. Из рассмотрения были исключены линии ионов и элементов с высокими потенциалами ионизации, которые чувствительны к ^ д и поэтому не годятся для определения Teff [5], а также сильные линии, где может сказываться влияние процессов затухания.
Нами использовались линии элементов, в основном, железного пика (линии нейтральных атомов Б1, Т1, V, Сг, Ре, N1), которые не показывают
Таблица 1. Номер звезды по каталогу HD, параметры звезд(Teff, lgg), эволюционный статус (ЭС), металличность ([Fe/H]) и полученные содержания элементов ([A/Fe])
HD Teff lg 9 ЭС [Fe/H] [Y/Fe] [Ba/Fe] [La/Fe] [Ce/Fe] [Pr/Fe] [Nd/Fe] [Eu/Fe]
2910 4756 2.7 ВВГ 0.12 -0.03 -0.18 -0.17 -0.11 -0.11 -0.15 0.07
4188 4809 2.7 ВВГ 0.04 0 -0.05 -0.22 -0.08 -0.05 -0.13 0.13
4482 4917 2.65 ВВГ 0.02 -0.11 0.07 -0.2 -0.14 -0.16 -0.12 0.02
5395 4849 2.15 кл -0.32 -0.24 -0.09 -0.3 -0.2 -0.12 0 -0.01
6319 4650 2.3 ВВГ 0.06 -0.14 -0.17 -0.3 -0.18 -0.11 -0.17 0.06
6482 4738 2.4 - -0.11 -0.12 0.05 -0.18 -0.17 -0.07 -0.12 0.23
7106 4684 2.55 - 0.05 -0.19 -0.16 -0.32 -0.24 -0.2 -0.23 -0.43
7578 4680 2.5 - 0.12 -0.09 -0.13 -0.17 -0.12 -0.27 -0.29 0.03
8207 4750 2.75 - 0.27 -0.26 -0.18 -0.22 -0.15 -0.08 -0.18 0.05
8599 4781 2.5 - -0.22 -0.06 0.11 -0.04 -0.18 -0.05 0.06 0.09
8733 4932 2.7 - 0.02 -0.13 0.07 -0.19 -0.25 -0.22 -0.23 -0.05
9408 4804 2.3 ВВГ -0.21 -0.04 0.05 -0.14 -0.07 -0.12 -0.06 0.18
10975 4881 2.4 - -0.19 -0.07 0.08 -0.08 0.06 -0.09 0.02 0.34
11559 4977 3 ВВГ 0.05 -0.13 -0.06 -0.19 -0.12 -0.05 -0.23 -0.23
11749 4679 2.4 ВВГ -0.1 -0.22 -0.01 -0.32 -0.14 -0.29 -0.19 0.17
11949 4708 2.3 ВВГ -0.16 -0.11 0.1 -0.09 -0.14 -0.06 -0.05 0.13
15453 4696 2.4 ВВГ -0.07 -0.1 0.01 -0.24 -0.18 -0.02 -0.09 0.04
15755 4611 2.3 ВВГ -0.01 -0.2 -0.1 -0.26 -0.19 -0.12 -0.21 -0.02
15779 4821 2.7 ВВГ 0.02 -0.06 -0.03 -0.18 -0.08 -0.11 -0.15 0.15
16247 4629 2.2 ВВГ -0.22 -0.02 0.06 -0.02 -0.2 -0.1 -0.09 0.09
16400 4840 2.5 ВВГ -0.01 0.06 0.05 0 -0.01 0.02 -0.02 0.08
17361 4646 2.5 ВВГ -0.12 -0.17 -0.18 -0.31 -0.3 -0.11 -0.16 0
18885 4722 2.5 ВВГ -0.16 -0.16
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.