научная статья по теме ПОВЕДЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ МЕДИ И ЦИНКА В ЗВЕЗДАХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ СУБСТРУКТУР Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПОВЕДЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ МЕДИ И ЦИНКА В ЗВЕЗДАХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ СУБСТРУКТУР»

УДК 524.31.082-36

ПОВЕДЕНИЕ СОДЕРЖАНИЯ МЕДИ И ЦИНКА В ЗВЕЗДАХ ГАЛАКТИЧЕСКИХ СУБСТРУКТУР

© 2011 г. Т. В. Мишенина1, Т. И. Горбанева1, Н. Ю. Басак1, К. Субиран2, В. В. Ковтюх1

1 Астрономическая обсерватория Одесского национального университета им. И. И. Мечникова, Одесса, Украина

2Обсерватория Бордо, UMR5804, Флуарак, Франция Поступила в редакцию 07.06.2010 г.; принята в печать 13.01.2011 г.

Содержание меди и цинка, а также натрия и алюминия определено в атмосферах 172 звезд-карликов спектральных классов F, G, K ( — 1.0 < [Fe/H] < 0.3), принадлежащих тонкому и толстому дискам Галактики и движущейся группе Геркулеса. Наблюдения получены на эшелле-спектрометре ELODIE, установленном на 1.93-м телескопе Обсерватории Верхнего Прованса с разрешением R = 42 000 и отношением сигнал/шум S/N > 100. Содержания Na, Al, Cu и Zn получены в приближении ЛТР, расчет синтетического спектра для линий меди проведен с учетом сверхтонкой структуры. Проанализировано поведение содержания исследуемых элементов с металличностью [Fe/H] в звездах тонкого и толстого дисков Галактики и в движущейся группе Геркулеса. Содержание меди и его ход с металличностью в трех исследованных подструктурах практически совпадают. Средние содержания алюминия и цинка различаются для звезд тонкого и толстого дисков.

1. ВВЕДЕНИЕ

Со времен обнаружения Жилмором и Рейд [1] галактической структуры, отличающейся по шкале высот и скоростям от диска и названной ими "толстым" диском, химическому составу звезд тонкого и толстого дисков Галактики уделялось большое внимание многими исследователями, начиная с пионерских работ [2, 3], а затем, выполненных в последне время (см., например, [4—9] и др. работы). Поведение содержания элементов в звездах тонкого и толстого дисков позволяет проследить различие в формировании и обогащении дисков как составляющих Галактики [4—7] и проанализировать возможность внегалактической природы звезд (и диска в целом) не только по кинематическим характеристикам, но и по химическому составу, несущему признаки спутниковых галактик [8, 10].

Дополнительный интерес вызывают сравнительно небольшие по численности движущиеся группы звезд, близкие кинематически и по метал-личности звездам тонкого и толстого дисков (см., например, [11]), которые, с одной стороны, "деформируют" эллипсоиды скоростей звезд толстого и тонкого дисков, затрудняя классификацию звезд по составляющим пространственной скорости, а с другой — накладывают дополнительные ограничения на природу происхождения звезд тонкого и толстого дисков и их обогащение химическими элементами.

Содержание элементов меди и цинка впервые совместно было рассмотрено в работах Снедена с коллегами [12, 3]. Эти два элемента занимают промежуточное положение между элементами железного пика и элементами, образующимися в процессах нейтронного захвата, и в силу этого механизмы (процессы), ответственные за их производство, не являются достаточно определенными. Так, например, Госвами и Прантзос [14] относят их к элементам железного пика. В работах Снедена и Крокера [12] и Снедена и др. [13] были получены данные, которые подтверждали производство Zn как первичного элемента (т.е. с постоянным выходом относительно железа) и Cu — как вторичного (т.е. с выходом, пропорциональным производству железа от предыдущих поколений звезд). Снеден и др. [13] предположили, что слабый s-процесс в массивных звездах является основным источником производства данных элементов. Затем в работах [15, 16] был обнаружен заметный вклад от относительно долгоживущих звезд — менее массивных сверхновых SNIa. В противовес этому допущению Тиммес и др. [17], опираясь на расчеты нуклеосинтеза [18], предположили, что именно массивные сверхновые SNII являются основными поставщиками меди и цинка.

В результате проведенных нами исследований [19] содержания меди и цинка в атмосферах звезд с дефицитом металлов (—3.0 < [Fe/H] < —0.5) был

оценен вклад от различных процессов в обогащение этими элементами звезд гало и диска. Мы определили, что первичный вклад в обогащение Cu от массивных звезд составляет 7.5% его содержания, за 25% ответственны вторичные процессы, происходящие в тех же массивных звездах (слабый s-процесс). Еще 5% меди производится главным компонентом s-процесса, проходящего в долго-живущих звездах асимптотической ветви гигантов (АВГ). Мы предположили также, что большая ее часть (формально 62.5%) поступает от менее изученных процессов, таких как взрывной нуклеосинтез в сверхновых SNIa. Именно вклад от SNIa может изменить содержание Cu на более поздних галактических временах из-за большей продолжительности жизни их звезд-предшественников и

сделать зависимость между [Cu/Fe] и [Fe/H] довольно сложной, что и показывают наблюдения [12, 13, 19]. Для Zn, содержание которого показывает тренд, очень близкий к поведению содержания Fe, мы приняли [19], что 3% его производства соответствуют главному компоненту s-процесса в звездах АВГ; остальное должно поступить от первичного нуклеосинтеза в массивных звездах (около 30%) и от сверхновых SNIa (около 67%), аналогично производству железа. При этом было отмечено, что вклад от протекания r-процесса в массивных звездах нельзя исключить полностью, однако он не может быть значительным.

В настоящее время, имея спектральный материал для 172 звезд в диапазоне металлично-сти —1.0 < [Fe/H] < +0.3 и опираясь на данные кинематического разделения тонкого и толстого дисков Галактики и выделение галактической субструктуры — движущейся группы Геркулеса [11], — представляется актуальным рассмотрение обогащения этими элементами звезд при более высоких металличностях, чем рассмотренные нами ранее [19], и принадлежащих различным галактическим субструктурам.

В работах, посвященных исследованиям галактических тонкого и толстого дисков [4, 7, 9], эти элементы относят к различным группам в соответствии их поведению с металличностью. Так, цинк входит в группу так называемых "магниеподобных элементов", которые показывают увеличение содержания с уменьшением металличности, а медь — "никелеподобных элементов", содержание которых остается близким к солнечным соотношениям. Для более детального сравнения обогащения различных подструктур Галактики мы рассмотриваем дополнительно отнесенный к первой группе элемент алюминий, а ко второй — натрий.

2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ И ОБРАБОТКА СПЕКТРОВ

Спектры 172 исследуемых звезд получены с помощью оптико-волоконного эшелле-спектрографа ЕЬОЭШ [20], установленного на 1.93-м телескопе Обсерватории Верхнего Прованса (Франция). Типичное разрешение спектрографа К = 42 000. Рассматриваемый диапазон длин волн А4400—6800 А, отношение сигнала к шуму Б/Ы = 100—350. Инструмент оснащен комплексом первичной обработки изображений, позволяющим непосредственно после экспозиции объекта получить его спектр в цифровом виде и лучевые скорости Уг [21]. Дальнейшая обработка исследуемых спектров (проведение уровня непрерывного спектра, построение дисперсионной кривой, измерение эквивалентных ширин линий EW и пр.) была выполнена нами при помощи пакета программ ЭЕСН20 [22]. Глубины и эквивалентные ширины линий измерены методом подгонки профиля Гаусса.

3. ОПРЕДЕЛЕНИЕ ПАРАМЕТРОВ АТМОСФЕР И СЕЛЕКЦИЯ ЗВЕЗД СУБСТРУКТУР

Кратко остановимся на методах определения параметров атмосфер исследуемых звезд и выделения звезд дисков (подробное описание приведено в наших работах [11, 23, 24]).

3.1. Параметры атмосфер

Эффективная температура Тед определена по отношениям глубин К\/К2 большого числа пар линий, имеющих заметно различающиеся потенциалы возбуждения нижнего уровня. Метод развит В.В. Ковтюхом для исследования карликов, гигантов и сверхгигантов с близкой к солнечной метал-личностью (см., например, [25]). Внутренняя точность метода в случае карликов составляет 5—45 К. Для звезд пониженной металличности определение Тед выполнено по подгонке далеких крыльев линии водорода На [23].

Ускорение силы тяжести ^ д на поверхности звезды определено исходя из условия ионизационного равновесия для атомов нейтрального и ионизованного железа. Данное условие предполагает, что содержание железа, полученное по линиям нейтрального железа Ре1, должно равняться содержанию, определенному по линиям ионов Ре11. Известно, что этот метод подвержен влиянию ряда факторов, снижающих его точность: неопределенности в силах осцилляторов ^ д/ линий и в температурной структуре моделей атмосфер, возможность неЛТР-эффектов. Методу определения ускорения силы тяжести на поверхности звезды,

опирающемуся на звездные параллаксы, также свойственен ряд ошибок. Так, для определения массы звезды по теретическим эволюционным трекам необходимо знать заранее ее металличность и степень обогащения а-элементами, таким образом, остается проблема с влиянием неЛТР-эффектов и структуры моделей атмосфер, а неопределенность по массе в 0.2M© вносит ошибку порядка 0.2 dex в ускорение силы тяжести. Как показано в работе [26], астрометрический и спектроскопический методы дают согласующиеся между собой результаты для звезд-карликов в диапазоне металличности — — 1.0 < [Fe/H] < 0.3. В нашем случае сравнение lg g, определенных нами методом ионизационного баланса, с lg g, полученными по параллаксу [26] для 39 общих звезд, дает разницу не более 0.1 dex.

Величина микротурбулентной скорости Vt определена из условия независимости содержания железа, полученного по данной линии FeI от ее эквивалентной ширины EW. Точность определения турбулентной скорости равна AVt = ±0.2 км/с.

В качестве металличности [Fe/H] было принято содержание железа, полученное по линиям FeI. Параметры атмосфер исследуемых звезд приведены в табл. 1—4.

Сравнение определенных параметров с результатами других авторов приведено в нашей работе [24]. В данной работе мы проводим сравнение с результатами работ, выполненных в последнее время [7, 9, 27, 28], в которых также определено содержание рассматриваемых нами элементов — меди, цинка, натрия и алюминия (табл. 5). Как видно из табл. 5, внешняя точность определения эффективной температуры Teg находится в пределах ATeg = ±100 K, ускорения силы тяжести lg g — в пр

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