научная статья по теме НЕ-ЛТР СОДЕРЖАНИЕ НАТРИЯ В КРАСНЫХ ГИГАНТАХ ТОЛСТОГО И ТОНКОГО ДИСКОВ ГАЛАКТИКИ Астрономия

Текст научной статьи на тему «НЕ-ЛТР СОДЕРЖАНИЕ НАТРИЯ В КРАСНЫХ ГИГАНТАХ ТОЛСТОГО И ТОНКОГО ДИСКОВ ГАЛАКТИКИ»

УДК 524.3

Не-ЛТР СОДЕРЖАНИЕ НАТРИЯ В КРАСНЫХ ГИГАНТАХ ТОЛСТОГО

И ТОНКОГО ДИСКОВ галактики

© 2014 г. C. A. Алексеева , Ю. В. Пахомов , Л. И. Машонкина

Институт астрономии РАН, Москва Поступила в редакцию 20.02.2014 г.

Определено содержание натрия по линиям Na I 6154, 6161 A с учетом отклонений от ЛТР для 38 звезд тонкого диска (из них 15 — бариевые звезды), 15 звезд толстого диска, 13 звезд потока Геркулеса и 13 звезд, которые не могут быть отнесены ни к толстому, ни к тонкому диску Галактики. Модель атома Na I построена с использованием наиболее точных современных атомных данных. Для линий Na I 6154, 6161 A не-ЛТР поправки к содержанию составили от —0.06 до —0.24 dex, в зависимости от параметров звезд. Не обнаружено различий в содержании [Na/Fe] между толстым и тонким дисками, полученные отношения близки к солнечным значениям. Подтверждено существование избытка [Na/Fe] в бариевых звездах. Звезды потока Геркулеса показывают близкие к солнечному отношения [Na/Fe]. Полученные результаты могут быть использованы для тестирования моделей нуклеосинтеза натрия.

Ключевые слова: содержание химических элементов в звездах, диски Галактики.

DOI: 10.7868/80320010814070018

ВВЕДЕНИЕ

Определение содержания натрия в звездах имеет важное значение для таких областей астрофизики, как звездный нуклеосинтез, звездная эволюция и химическая эволюция Галактики.

Для решения проблем нуклеосинтеза важно понимать преимущественно в каких термоядерных реакциях синтезируется натрий. Натрий может синтезироваться в реакциях горения углерода (12C + ^ 23№ + p) во внутренних слоях массивных звезд. В этом случае скорость производства не зависит от содержания металлов в предыдущем поколении звезд (Вусли, Уивер, 1995) и натрий относится к первичным элементам. С другой стороны, натрий может синтезироваться в №№-цикле (22№ + p ^ 23№ + 7) во всех звездах с М > 1.5 Ме, либо в реакции а-процесса ^^ + + а ^ 19 F + 7, 19 F + а ^ 23 № + 7) в звездах на асимптотической ветви гигантов (АВГ). В цикле скорость производства зависит от избытка протонов, который определяется начальным содержанием металлов (Денисенков, Денисенкова, 1990). В этих случаях натрий рассматривается как вторичный элемент.

Электронный адрес: alexeeva@inasan.ru

Электронный адрес: pakhomov@inasan.ru

Электронный адрес: lima@inasan.ru

По всей видимости, первый тип реакций не является доминирующим в производстве натрия, потому что в звездах с дефицитом металлов наблюдается недостаток [Na/Fe] (Кэрел и др., 2004; Андриевский и др., 2007). Определение и анализ изменений содержания Na с возрастом Галактики помогут прояснить типы термоядерных реакций, механизмы и скорости производства натрия.

Исследование различий в содержании натрия между тонким и толстым дисками важно для понимания химической эволюции Галактики. С этой целью, как правило, используют звезды-карлики главной последовательности, потому что в карликах содержание натрия отражает ту величину, которая была в протозвездном облаке в результате химической эволюции предыдущего поколения звезд. Цель настоящей работы — показать, что маломассивные гиганты (M < 2.0 M©) тоже можно использовать для решения задач химической эволюции Галактики, поскольку в них реакции NeNa-цикла неэффективны. Следует отметить, что гиганты имеют свое преимущество в светимости, которая выше, чем у карликов. Следовательно, привлечение гигантов позволило бы "просматривать" Галактику на более далеких расстояних.

Согласно проведенным исследованиям звезд-карликов с [Fe/H]>—1 в работах Редди и др. (2003) и Бенсби и др. (2003), различие в [Na/Fe] между

тонким и толстым дисками не обнаруживается. В работе Алвес-Брито и др. (2010) различия [Na/Fe] между красными гигантами толстого и тонкого дисков также не были обнаружены. В то время, как при исследовании красных гигантов в работах Пахомова (2012, 2013) на основе ЛТР подхода показано, что в тонком диске содержание [Na/Fe] больше, чем в толстом. Автор делает вывод, что это является следствием различия содержания неона, из которого образуется натрий. В настоящей работе показано, что это не единственная возможная причина возникновения такого различия.

Одним из предметов изучения звездной эволюции является возникновение обширной конвективной оболочки, простирающейся до ядра звезды на стадии красного гиганта, что приводит к выносу на поверхность продуктов ядерных реакций. Теоретические исследования глубокого перемешивания были выполнены Денисенковым и Вейссом (1996), Денисенковым и Хервигом (2003), Шарбонель и Лагарде (2010). Они показывают, что в течение первого перемешивания (1DUP) натрий, произведенный в NeNa-цикле в областях горения водорода, может перемешиваться с поверхностными слоями зведы. В этом случае повышенное содержание [Na/Fe] может служить индикатором достижения этой стадии звездной эволюции. Мы попытались обнаружить различия [Na/Fe] в гигантах тонкого диска различных масс.

Безусловно, в перспективе представляется интересным сравнить содержание [Na/Fe] между карликами и гигантами. В этом смысле наша работа — это задел для будущих исследований карликов на предмет сравнения с гигантами единым методом. Некоторые исследования показали, что [Na/Fe] в атмосферах красных гигантов выше, чем в атмосферах карликов (Боярчук и др., 2001; Пасквини и др., 2004). Однако гиганты имеют более разреженные атмосферы по сравнению с карликами, а значит, эффекты отклонения от ЛТР будут по-разному проявляться в атмосферах этих звезд. Таким образом, существует необходимость привлечения не-ЛТР подхода для сравнения между собой звезд-карликов и звезд-гигантов. Также и металличности звезд толстого диска в среднем ниже металличностей звезд тонкого диска, хотя они и имеют область перекрытия (Фурманн, 1998). Поскольку в звездах различных металличностей могут по-разному проявляться эффекты отклонений от ЛТР, мы отказываемся от использования этого предположения при определении содержания натрия у звезд тонкого и толстого дисков Галактики и применяем, так называемый, не-ЛТР подход (Михалас, 1982).

Оригинальные методы не-ЛТР вычислений для Na I были разработаны в работах Герена (1975),

Боярчука и др. (1985), Машонкиной и др. (1993), Баумюллера и др. (1998), Граттона и др. (1999), Такеды и др. (2003), Ши и др. (2004), Линд и др. (2011). К сожалению, результаты, полученные разными авторами, не согласуются между собой. Так, например, Граттон и др. (1999) получил, в большинстве своем, положительные поправки для звезд-гигантов. Согласно ему, содержания, полученные в ЛТР анализе, оказываются заниженными на величину примерно 0.3 dex. Машонкина и др. (2000) и другие получили отрицательные не-ЛТР поправки, которые составляют от —0.05 dex для звезд-карликов до —0.20 для звезд-гигантов. Таким образом, те, кто применял поправки из работы Граттона и др. (1999), получили высокие содержания натрия с [Na/Fe]нe-лтp = +0.37 (Каретта и др., 2003), [№^]те-ЛТР = +0.48 (Граттон и др., 2012). Соответственно, те, кто применял поправки из работы Машонкиной и др. (2000), получали приблизительно солнечные содержания натрия с [№/Ре]не-ЛТР = +0.07 (Мунос и др., 2013). По этой причине сложно сравнивать результаты разных авторов. Кроме того, существуют исследователи, предпочитающие воздерживаться от применения не-ЛТР подхода, например, Джонсон и Пилачовски (2012).

В данной работе мы усовершенствовали модель атома № I путем использования новых, более точных атомных данных для столкновительных процессов с электронами и атомами водорода. Применяя не-ЛТР подход, мы определили содержание № для звезд различных кинематических групп нашей Галактики: тонкого диска, толстого диска, потока Геркулеса, а также звезд, которые не могут быть отнесены ни к толстому, ни к тонкому диску. Для краткости будем называть эти звезды переходными.

Среди 38 исследованных звезд тонкого диска 15 звезд — бариевые, поэтому они были выделены в отдельную подгруппу по своим химическим свойствам. Бариевые звезды — это звезды с химическими пекулярностями, привлекающие внимание исследователей уже более 60 лет (Биделман, Кинан, 1951). Бариевые звезды, как правило, обнаруживаются только в тонком диске. Одна из гипотез образования бариевых звезд связана с двойственностью этих объектов. Более массивный компонент, находясь на АВГ, производит химические элементы в Б-процессе, которые при сбросе оболочки переносятся на вторичный компаньон — звезду главной последовательности. На завершающем этапе свой эволюции первичный компонент становится труднообнаружимым белым карликом, а вторичный эволюционирует в красного гиганта. Название бариевой звезды связано с усиленными линиями Ва в ее спектре. Эта гипотеза подкрепляется

наблюдениями, подтверждающими двойственность бариевых звезд (Макклур, Вудсворс, 1990), но не согласуется с высокими эксцентриситетами их орбит. Это говорит о нашем неполном понимании того, как образуются бариевые звезды. Хотя, стоит отметить, что не так давно был предложен механизм образования высоких эксцентриситетов орбит бариевых звезд, связанный с рождением белого карлика (Девис и др., 2008). Основная доля работ по химическому составу бариевых звезд выполнена на основе ЛТР метода, при этом основное внимание сосредоточено на тяжелых элементах. Работ по исследованию натрия в бариевых звездах немного. В этих немногочисленных работах получены отличающиеся между собой результаты: в работах Антиповой и др. (2003, 2005), Перейры и др. (2011) найден избыток [Na/Fe], в работе Лиу и др. (2009) найдено солнечное значение [Na/Fe]. Клейтон (2003) объясняет избыток натрия его синтезом в s-процессе. С другой стороны, избыток может быть связан с не-ЛТР эффектами. Определение содержания натрия в бариевых звездах с учетом не-ЛТР эффектов представляет интерес с точки зрения проверки предположения образования натрия на стадии АВГ и возможности его переноса в двойной системе.

Наша выборка включает также 13 звезд потока Геркулеса. Поток Геркулеса — это группа звезд, движущихся со скоростью, которая сдвинута по U-компоненте от основного распределения скоростей в солнечной окрестности (Денен, 1998; Фамэй и др.

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.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»