Звіт про науково-дослідну роботу по темі №232 „ Дослідження ультрахолодних об’єктів та пекулярних зір Галактики (Заключний) Керівник ндр пров наук співробітник, д ф. м н. Я. В. Павленко 2009




Сторінка1/5
Дата конвертації24.11.2016
Розмір7,8 Mb.
  1   2   3   4   5
УДК 523.4

No держ. Реєстрації 0106U011687

Інв. №

Національна академія наук України

Головна астрономічна обсерваторія (ГАО)

03680, м.Київ, вул. Академіка Заболотного, 27

тел.(044) 526-31-10

«Затверджую»

Директор ГАО НАН України

академік НАН України

__________________Яцків Я.С.

"__" 12. 2009 р.

ЗВІТ

про науково-дослідну роботу по темі № 232

Дослідження ультрахолодних обєктів та



пекулярних зір Галактики”
(Заключний)

Керівник НДР

Пров. наук. співробітник, д.ф.-м.н. Я.В. Павленко

2009

Рукопис закінчено __ грудня 2009 р.

Результати цієї роботи розглянуто Вченою Радою ГАО

протокол від "__" грудня 2009 р. № __.
Список авторів


ПІП/Б




Керівник НДР:

Павленко Я.В., пров. н.с., д.ф.-м.н.




Виконавці НДР:




Шавріна А.В., с.н.с., к.ф.-м.н.




Шемінова В.А., с.н.с., д.ф-м.н.




Пугач О.Ф., с.н.с., к.ф.-м.н.




Яковина Л.Я., н.с. , к.ф.-м.н.




Любчик Ю.П., c.н.с. к.ф.-м.н.




Камінський Б.М., н.с.




Михайлицька Н.Г., м.н.с.




РЕФЕРАТ


    1. 1.4.6/2 -232 В “Дослідження ультрахолодних об’єктів та пекулярних

    2. зір Галактики”



Звіт про НДР: 50 стор., 26 мал., 4 табл., 38 статей виконавців у рецензованих виданнях, 10 тез та доповідей виконавців на конференціях.

Об'єкт дослідження - ульрахолодні та пекулярні об’єкти Галактики.

Мета роботи.Визначення параметрів атмосфер, хімічного складу, фізичних характеристик різних об’єктів Галактики та дослідження їх пекулярності.

Метод дослідження - моделювання спектрів зір різних типів та ульрахолодних об”єктів

Результати та їх новизна – Проведені піонерські дослідження в області фізики атмосфер коричневих карликів та ультрахолодних карликів Галактики. Визначено вміст літію в атмосфері LP944-20, показано, що цей карлик пізнього спектрального класу М є коричневим карликом, ми спостерігаємо в його атмосфері літій, який зберігся з часів його утворення. Створена методика розрахунку профілів надсильних ліній поглинання резонансних ліній калію та натрію у спектрах ультрахолодних карликів. Визначено фізичні характеристики ряду карликів пізніх спектральних класів. Запропонована нова версія „дейтерієвого тесту” для визначення сукупності об’єктів планетарних мас серед популяції ультрахолодних карликів.

За інфрачервоними спектрами червоного гіганту з системи RS Oph визначено фізичні характеристики його атмосфери за допомогою розрахованих авторами моделей атмосфер пекулярних гігантів з врахуванням поглинання випромінювання молекулами, у тому числі і багатоатомними.

Визначена ефективна температура (2900-3300 К) DY Per – С гіганта з фотометричними ознаками зір типу R Cr B. Для інших параметрів атмосфери визначені діапазони їх можливих значень. Визначений вміст літію у атмосферах трьох вуглецевих зір.

Виявлений високий вміст літію, вище космічного, у трьох плямах, пов'язаних з полюсами магнітного поля, в атмосфері недавно відкритої першої roAp зорі північного неба HD12098. Також виявлена значна стратифікація гелію в атмосферах двох He-weak зір HD21699 та HD35502. Вміст гелію у глибоких шарах атмосфери HD21699 у 300 разів перевищує його вміст у поверхневих шарах.

За результатами дослідження властивостей горизонтальних магнітних полів у фотосфері Сонця з використанням двох серій 2D МГД-моделей сонячної магнітогрануляціі знайдено, що в ділянках сильної та слабкої магнітної сітки на шкалах меньших, ніж просторова роздільна здатність сонячних телоскопів, горизонтальні магнітні поля, в середньому, переважають над вертикальними в 1.3 рази. Пропонується використовувати НК-діагностику, яка основана на ЛТР-синтезі широких крил Н і К линій Ca II, для дослідження стратифікації параметрів атмосфер.
Ступінь впровадження: робота є продовженням вивчення зір пізніх спектральних класів,

пекулярних та ультрахолодних об”єктів Галактики, що триває в ГАО НАНУ багато років. Вона спирається на попередні результати і може бути використана для продовження досліджень у означеній тематиці.


УЛЬТРАХОЛОДНІ КАРЛИКИ, ПЕКУЛЯРНІ ЗОРІ, МАГНІТНІ ПОЛЯ, ВУГЛЕЦЕВІ ЗОРІ, МОДЕЛІ ЗОРЯНИХ АТМОСФЕР, МОДЕЛЮВАННЯ ЗОРЯНИХ СПЕКТРІВ, ХІМІЧНИЙ СКЛАД, ЛІТІЙ, ГЕЛІЙ, ШВИДКОСТІ ОБЕРТАННЯ, НК- ДІАГНОСТИКА

Зміст запланованих досліджень по НДР № 232

„Дослідження ультрахолодних об’єктів та пекулярних зір Галактики”


№ п/п

Назва пункту плану

Відмітка про виконання

1

Збирання та аналіз раніше отриманих даних. Розрахунок сітки моделей атмосфер С-гігантів. Визначення вмісту елементів в атмосферах зір та

ульрахолодних карликів.



Виконано




2

Визначення фундаментальних характеристик: ефективної температури,

прискорення сили тяжіння та швидкості обертання ряду ультрахолодних карликів та зір пізніх спектральних класів.



Виконано



3

Спостереження та аналіз спостережень зоряних спектрів. Теоретичний аналіз фізичних процесів в зоряних атмосферах. Узагальнення результатів. Підсумковий звіт.

Виконано





Зміст звіту по темі 232В.


Назва

Сторінка

1. Дослідження ультрахолодних карликів

6

2. Вуглецеві зорі

10

2.1. DY Per – вуглецева зоря з фотометричними ознаками зір типу R CrB

10

2.2. Визначення вмісту літію в атмосферах вуглецевих зір Галактики

13

2.3. Дослідження інфрачервоного спектру вуглецевих гігантів

16

3. Дослідження рекурентної нової RS Oph

17

4. Пекулярні зорі верхньої частини Головної послідовності (Ap-Bp зорі)

18

4.1. Літій у Ap зорях


18


4.1.1. Зоря HD 12098

19

4.1.2. Зоря HR 465

20

4.1.3. Зоря HD 965

21

4.1.4. Висновки

22

4.2. Плямиста структура та стратифікація деяких елементів в атмосферах

He-weak (Bp) зір HD 21699 та HD 35502



22

4.2.1. Зоря HD 21699

22

4.2.2. Зоря HD 35502

28

5. Моделювання зоряних фотосфер

35

5.1. Властивості горизонтального магнітного поля у фотосфері Сонця

35

5.2. 1D- моделювання зоряних атмосфер за допомогою синтезу крил ліній

Н і К Ca II



38

6...Статті у реферованих виданнях: 2007-2009 р.р.

42

7. Тези

44

8. Доповіді на конфереціях

45

9. Цитована література

46















Коротке викладення конкретних робіт по НДР № 232

«Дослідження ультрахолодних об”єктів та пекулярних зір Галактики»
(Повне викладення робіт наведене в роботах, зазначених у доданому списку статей і доповідей на конференціях).

1. Досдідження ультрахолодних карликів
(Любчик Ю.П., Павленко Я.В., Яковина Л.Я. (ГАО НАНУ), Хью Джонс, Джонатан Теннісон, Боб Барбер, Грег Харрис(UCL), Едуардо Мартін, Марія Роза Запатеро-Озоріо, Віктор Бехар (IAC) )
Значна увага при виконанні теми була приділена вивченню ультрахолодних карликів. Ультрахолодні карлики – це сукупність карликів, тобто об’єктів малої світності, що включає зорі пізніх спектральних класів (М6 та пізніше), коричневі карлики та планети. Припущення про існування субзоряних об'єктів було висловлено ще на початку 1960-х років у формі припущення про "нереалізовані зорі". Першим серед дослідників субзір треба назвати індійського теоретика Кумара, який при теоретичному моделюванні еволюції об'єктів різних мас показав (Kumar 1963a, 1963b), що у колапсуючому газовому шарі з масою менше 80 мас Юпітера не реалізуються умови, необхідні для протікання ядерних реакцій стабільного горіння водню (ця границя мас зараз вважається близькою до 75 мас Юпітера). Довгий час вважалося, що об'єкти з меншими масами можуть існувати, але їх виявлення є надзвичайною важкою задачею, оскільки вони повинні бути об'єктами занадто низької світності і випромінювати дуже мало видимого світла. Останніми роками ця тематика стала надзвичайно популярною ще й тому, що завдяки прогресу спостережної астрофізики та новітнім методам теоретичного моделювання стали можливими доссдідження об'єктів Галактики ще менших мас, якими є так звані екзопланети. У рамках звітної теми, у тісній спвіпраці з іноземними дослідниками, був проведений ряд нових досліджень. Слід відзначити роботу Паленко. Жукоської та Волобуєа (2007) по модеюванні надсильних резонансних ліній калію та натрію у спектрах L-карликів. Молелювання проводилось методами квантової хімії з врахуванням збурень квантових рівнів калію та натрію атомами водню, гелію та молекулами водню. Це, по суті, одна з перших робіт у світовій практиці, що дає змогу розрахувати лінії поглинання у так ваному квазістаціонарному наближенні. Ця методика застосовувалась при моделюванні спектру LP944-20 – відомого М-карлика з сильною лінією літію у спектрі (Pavlenko et al., 2008). Наші розрахунки проводились з урахуванням молекулярного поглинананя ТіО, що створює своєрідний псевдоконтинуум для лінії літію. У нашій роботі використовувались спектри LP944-20, отримані в оптичній та інфрачервоній ділянках спектру. Їх моделавання дозволило уточнити сновні параметри цього карлика спектрально классу M9.5 та більш точно визначити вміст літію в його атмосфері. Ми отримали нове знаення log N(Li)=3.2, що відрізняється від більш ранніх оцінок у межах log N(Li)=0.6. Таким чином ми показали, що цей карлик є по суті коричневим карликом. Оригінальне дослідження було проведено у роботі (Pаvlenko et al., 2008), де було запропоновано нову концепцію „дейтерієвого тесту”, який полягає у можливості спостереження молекул, до складу яких входить дейтерій, у спектрах маломасивних об`єктів. В надрах планет температури недостатньо високі для ядерних реакцій горіння дейтерію, так що спостереження ліній молекул, до складу яких входить дейтерій, буде свідчити про належність таких об`єктів до групи екзопланет. В цій роботі було показано перспективність використання ліній полос СrD, які розташовані у ближній інфрачервоній області спектру, для реалізації „дейтерієвого тесту”. Зазначимо, що спектроскопічні константи і сам спектр молекули СrD були розраховані авторами вперше.

У роботі (Lubchik et al., 2009) на основі аналізу спектрів п'яти зір пізніх спектральних типів були визначені базові параметри атмосфер зір - ефективна температура та прискорення сили тяжіння. Моделювання проводилося для зір спектральних класів пізніше М6 і до L0, що відповідає ефективним температурам нижче ніж 2700 К. У роботі проводився аналіз ділянки спектру від 1.28 мкм до 1.305 мкм, яка розташована у полосі J в близькій інфрачервоній області. Синтетичні спектри були розраховані за програмою WITA6 (Pavlenko, 2000) з використанням списків атомних ліній з бази даних VALD (Kupka et al., 1999) та списків молекулярних ліній з різних джерел. Головними джерелами непрозорості у близькій інфрачервоній області спектру є молекули води, СrH та FeH. Списки ліній для них ми взяли з джерел: H2O (Barber et al. 2006), СrH (Burrows et al., 2002), FeH (Dulick et al., 2003). Також у розрахунках використовувався список ліній молекули TiO (Plez, 1998), хоча вклад цієї молекули був незначним. В ході аналізу спостережних спектрів ми визначили, що у ділянці, яку ми моделювали, списки молекули CrH не досить високої якості, так що врахування цієї молекули збільшує розбіжність спостережного та синтетичного спектрів. Тому було вирішено, незважаючи на важливість врахування CrH, виключити цю молекулу з подальшого аналізу.

Хоча у досліджуваній ділянці спектру, згідно списку атомних ліній, присутнє багато атомних ліній, всі вони маскуються більш потужним молекулярним поглинанням, головним чином молекулами води та FeH. Нам вдалося досить добре змоделювати лише профіль сильної лінії

Mn I 1.2899 мкм у спектрах всіх зір. Була проведена ідентифікація спектральних ліній та визначені ті з них, як атомні так і молекулярні, які можуть бути використані в подальшому аналізі зір пізніх спектральних типів.

В ході роботи були також проаналізовані швидкості обертання зір. Були підтверджені швидкості для GJ406 (3км/с), 2M0140+27 (6.5км/с) та LP944-20 (близько 30 км/с), та визначена швидкість обертання об'єкту 2М0345+25 - 45км/с.

На Мал. 1.1, 1.2 зображені порівняння спостережних спектрів зір GJ406 (M6V) та VB10

(M8V) (неперервна лінія) та синтетичних спектрів, розрахованих з молекулами H2O+TiO (товста пунктирна лінія) та H2O+TiO+FeH (точкова лінія) для моделей атмосфер 2800/5.0/0.0 (GJ406) та 2700/5.0/0.0 (VB10).
Мал. 1.1. Моделювання спектру карлика GJ 406 (M6V).

Мал. 1.2. Моделювання спектру карлика VB10 (M8V).


Був проведений аналіз спектрів 18 зір спектральних класів від G8 до M9.5 в області 2.2 мкм. Метою досліджень було отримання базових параметрів атмосфер зір: ефективної температури, прискорення сили тяжіння, швидкості обертання зір, а також оцінка можливостей методики моделювання спектрів у інфрачервоній області спектру. Для аналізу використовувались спектри з середньою роздільною здатністю (R~18000). Сітка синтетичних спектрів для ефективних температур Teff = 2400 - 5000 К та прискорень вільного падіння log g= 4.0 - 5.5 розраховувалась у класичних наближеннях локальної термодинамічної рівноваги, плоско-паралельної атмосфери та відсутності джерел та витоків енергії. Для моделювання атомних та молекулярних ліній використовувались найкращі доступні бази даних: для атомів – VALD (Kupka et al., 1999), для молекул: H2O (Barber et al. 2006), CO (Goorvitch, 1994), FeH (Dulick et al., 2003), TiO (Plez, 1998). Для вибірки зір були визначені швидкості обертання v*sin(i) у різних ділянках спектру в К смузі. Найкращі результати були отримані при моделюванні ділянок поблизу атомних ліній Na I 2.2062, 2.209 мкм та молекулярних ліній СО 2.293-2.305 мкм. Для трьох пізніх М-зір з достатньо високими швидкостями обертання, що давали поширення більше, ніж ширина інструментального профілю, були отримані точні значення швидкостей в інтервалі від 23 - 37 км/с. Для двох зір GJ791.2 та GJ1245A були підтверджені швидкості обертання, що визначені іншими авторами за даними оптичних спостережень. Вони складають 35.5 ±1 км/с та 24.5 ± 1км/с, відповідно. Для GJ569B швидкість обертання була визначена вперше, вона складає 28.0 ± 1 км/с. Для інших 16 зір ми отримали лише верхні границі швидкостей обертання. Вони знаходяться у межах 10-15 км/с, що обумовлено роздільною здатністю спостережних спектрів. Для 10 зір спектральних класів K та G значення швидкостей обертання були отримані вперше. Також досліджувалась можливість використання ліній середньої інтенсивності Al I, Ca I, K I,

Mg I та Na I у різних ділянках спектру для задач тестування та вдосконалення моделей атмосфер.

На Мал. 1.3 та 1.4 представлено моделювання синтетичних спектрів для декількох зір різних спектральних типів у двох ділянках інфрачервоного спектру: 2.2 - 2.24 мкм (область ліній Na I) та 2.26 - 2.31 мкм (область ліній молекули СО).
Мал. 1.3. Моделювання спектрів зір в інфрачервоній К полосі.

Мал. 1.4. Моделювання спектрів зір в інфрачервоній К полосі.




  1. Вуглецеві зорі

(Яковина Л.Я., Пугач О.Ф., Павленко Я.В., Камінський Б.М. (ГАО НАНУ))
2.1. DY Per - вуглецева зоря з фотометричними ознаками зір типу R CrB
DY Per є унікальним об’єктом. Як вуглецеву зорю її поки що не можна віднести до

жодного з відомих підкласів вуглецевих зір, оскільки, за якісними оцінками інших авторів,

вона має досить високе значення 12С/13С, але при цьому в її спектрі не підсилені лінії важких

елементів. Як зоря типу R CrB вона дуже холодна, навіть найхолодніша з усіх відомих зір

цього типу, та має надто низьку світність - абсолютна зоряна величина її оцінюється в межах

-1.7m - -2.0m . Тобто вона є звичайним гігантом, в той час, як більшість зір типу R CrB є

надгігантами класу I b. Іншими авторами за допомогою різних непрямих методів ефективна

температура DY Per оцінювалась в інтервалі 3500 < Teff < 4740 К.

Метою нашого дослідження DY Per було визначення фундаментальних параметрів атмосфери цієї зорі, оскільки навіть її ефективна температура вперше визначалась прямим методом. Порівнювались абсолютний спостережний та теоретичні розподіли енергії у спектрі DY Per в області λλ 430-730 нм. Спостережний спектр DY Per помірного розділу був отриманий О.Ф.Пугачем 29.09.2003 р. на 2.6-м телескопі (ЗТШ) Кримської астрофізичної обсерваторії. На вказану дату зоря знаходилась поблизу максимуму блиску і мала зоряну величину 10.2 m. Для абсолютизації потоків у спектрі DY Per були також отримані спектри зорі-стандарту HR153 з відомим абсолютним розподілом енергії у спектрі. При редукції спектру DY Per були враховані міжзоряне поглинання та атмосферна екстинкція.

Моделі атмосфери DY Per розраховувались у класичних наближеннях за програмою

Я.В.Павленко SAM12 (Павленко, 2003). При цьому були враховані основні джерела непрозорості в атмосферах вуглецевих зір. Оскільки в атмосфері DY Per очікувався високий вміст вуглецю, більшість моделей, що розраховувались для даної задачі, були за межами існуючих сіток моделей атмосфер вуглецевих зір за вмістом вуглецю та азоту. Багато з них були металодефіцитні, частина – з дефіцитом водню. Такі моделі атмосфер вуглецевих гігантів були розраховані вперше.

Синтетичні спектри обчислювались за програмою Я.В.Павленко WITA6 (Рavlenko, 1997). Ми не враховували ізотопний склад вуглецю, тобто вважали, що весь вуглець присутній у формі 12С. Була обрана типова для вуглецевих гігантів турбулентна швидкість 3 км/c. Список атомних ліній був взятий з бази даних VALD (Kupka et al., 1999) . Списки молекулярних ліній ми брали з різних джерел. У роботі (Яковина, Пугач, Павленко, 2009) списки ліній молекул C2, CN, CH та MgH ми взяли з CD-ROM N18 бази даних Куруца (Kurucz, 1993). У роботі (Yakovina, Shavrina et al., 2008) були використані ще дві версії списків ліній молекул C2 та CN. По-перше, у списку ліній системи Свана молекули С2 Куруца з CD-ROM N18 ми перерахували значення сил осциляторів за даними та програмами Кузнєцової та Шавріної (1996), інші списки ліній з CD-ROM N18 не змінювались. По-друге, для молекул C2 та CN ми використали списки ліній з сайту Йоргенсена (http://stella.nbi.dk). Список ліній червоної системи CN на цьому сайті – це відомий список з магнітної стрічки SCAN-CN (Jorgensen & Larsson, 1990), а списки С2 – це списки Керсі (F.Querci et al., 1971; F.Querci et al., 1974) з перерахованими Йоргенсеном силами осциляторів ліній. При порівнянні спостережного спектру з синтетичними ми аналізували опис синтетичним спектром перш за все обраних заздалегідь невеликих ділянок зоряного спектру – індикаторів для визначення параметрів атмосфери. Це були, як правило, області локальних мінімумів або максимумів потоків у розподілі енергії.

Ми визначали параметри атмосфери Tef, [Fe/H], C/O, [N/Fe] та H/He. Прискорення сили тяжіння log g ми поклали рівним 0.0. Кожен з названих параметрів істотно впливає на розподіл енергії у всьому оптичному діапазоні. Характерною рисою результатів, отриманих при великій кількості істотних вільних параметрів синтетичного спектру, є їх неоднозначність. Ми отримали майже ідентичні описи спостережного спектру DY Per для ряду комбінацій значень параметрів атмосфери, які наводимо у Табл. 2.1. У цій таблиці K18 – оригінальні списки молекулярних ліній Куруца з CD-ROM N18, K18n – списки Куруца, де нами перераховані сили осциляторів ліній системи Свана; позначка „Jorgensen” означає списки, де лінії С2 та CN взяті з сайту Йоргенсена, а лінії CH та MgH - з CD-ROM N18 Куруца. Для кожного варіанту списків молекулярних ліній отримана своя послідовність параметрів атмосфери. Всі ці результати є рівноправними, і метод синтетичного спектру не дозволяє обрати кращу комбінацію. Для вибору найбільш вірогідного варіанту треба залучати фізичні міркування чи іншу додаткову інформацію.
Таблиця 2.1 Параметри атмосфери, що забезпечують задовільний опис спектру DY Per

cинтетичними спектрами (при log g=0.0). (H/He)Sun = 0.911/0.089 ≈ 9/1


--------------------------------------------------------------------------

Tef [Fe/H] log (C/O) [N/Fe] H/He [C] Список ліній

--------------------------------------------------------------------------

2900 -0.5 0.3 0.0 Sun +0.14 K18

2900 -1.0 0.5 0.2 7/3 -0.16 K18

2900 -1.5 0.6 0.4 3/7 -0.56 K18

2900 -2.0 0.6 0.5 1/9 -1.01 K18

3000 -0.5 0.4 0.0 Sun +0.24 K18

3000 -1.0 0.5 0.3 Sun -0.16 K18

3000 -1.0 0.5 0.2 8/2 -0.16 K18

3000 -1.5 0.8 0.5 5/5 -0.36 K18

3000 -2.0 1.0 0.8 3/7 -0.66 K18

3000 0.0 0.4 0.0 Sun +0.74 Jorgensen

3100 0.0 0.6 0.0 Sun +0.94 Jorgensen

3100 -0.5 0.4 0.0 4/6 +0.24 Jorgensen

3200 -2.0 1.2 1.5 Sun -0.46 K18n

3200 -2.5 1.4 1.8 5/5 -0.76 K18n

3300 -2.0 1.6 1.4 Sun -0.06 K18n

3300 -2.5 1.6 1.6 7/3 -0.56 K18n

---------------------------------------------------------------------------


З даних Табл. 2.1 ми зробили наступні висновки:

- діапазон наших оцінок ефективної температури DY Per складає 2900 < Tef < 3300 K;

- зоря може мати дефіцит металів та водню. Верхні границі металічності для кожного варіанту списків молекулярних ліній становлять:

[Fe/H]max = -0.5 для списків ліній K18,

[Fe/H]max = -2.0 для списків K18n,

[Fe/H]max = 0.0 при використанні списків С2 та CN з сайту Йоргенсена.

Для всіх цих [Fe/H]max оцінки H/He сонячні.

- Найвищий вміст вуглецю відносно сонячного значення становить [С]= 0.94, що є типовим

значенням для зір типу R CrB. Він досягається при значеннях параметрів атмосфери DY Per

Teff =3100 K, [Fe/H]=0, log(C/O)=0.6, [N/Fe]=0, H/He=9/1 (сонячне значення) при використанні списків молекулярних ліній Йоргенсена. Цей варіант видається нам найбільш вірогідним. Він також не протирічить якісним оцінкам інших авторів. Опис спектру DY Per синтетичним спектром для цього варіанту параметрів атмосфери ми показуємо на Мал. 2.1.




Мал. 2.1 Опис спектру зорі DY Per синтетичнним спектром при значеннях параметрів

атмосфери DY Per Teff =3100 K, [Fe/H]=0, log(C/O)=0.6, [N/Fe]=0, H/He=9/1.


Моделі атмосфер вуглецевих гігантів з високим вмістом вуглецю, що були розраховані для описаної вище роботи по DY Per, ми описали у роботах (Pavlenko, Yakovina, 2008; Павленко, Яковина, 2009) та розмістили в Інтернеті. Це 240 моделей, де 2800 ≤ Teff ≤ 3400 K, 0.06 ≤ log(C/O) ≤ 2.7. Більшість моделей розрахована для log g= 0.0, але 32 моделі ми обчислили для log g= -1, -0.5, 0.5 або 1. Значна частина моделей – металодефіцитні (-3.5 ≤ [Fe/H] < 0), 83 моделі - з дефіцитом водню (1/9 ≤ H/He < 9/1). Ці моделі та інформація про них доступні в Интернеті за адресами:

ftp://ftp.mao.kiev.ua/pub/users/yp/Cmod/cmod.pdf,

ftp://ftp.mao.kiev.ua/pub/users/yp/Cmod/hsol.htm („cонячні” H/He),

ftp://ftp.mao.kiev.ua/pub/users/yp/Cmod/hdef.htm (не „сонячні'' H/He).



2.2. Вміст літію в атмосферах вуглецевих зір Галактики
Ця робота присвячена визначенню методом синтетичного спектру вмісту літію в

атмосферах ряду вуглецевих гігантів Галактики за спостережним матеріалом, наданим нам

К.Абіа (кілька десятків ділянок спектрів з розділом ≈ 35000, що містять як резонансну, так і субординатні лінії літію). По цій задачі ми тільки почали отримувати результати, оскільки багато часу зайняла робота по підготовці вхідних даних. Вона включила розрахунок моделей атмосфер досліджуваних зір та підготовку списків атомних та молекулярних ліній для розрахунку синтетичних спектрів. Зараз за програмою Я.В.Павленко SAM12 (Павленко, 2003) ми отримали моделі атмосфер 19 С-гігантів. Це зорі, для яких ми маємо спектри для області резонансного дублету Li I λ670.8 нм. На сьогоднішній день для області λλ 668-674 нм протестований та відкоректований список атомних ліній, взятий з бази даних VALD. Уточнені для цієї ж області за лабораторним списком для червоної системи 12CN (Davis & Phillips, 1963) довжини хвиль найбільш сильних ліній вказаної системи у списку Куруца (Kurucz, 1993) та списку Йоргенсена (http://stella.nbi.dk).

В області резонансного дублету Li I домінує поглинання лініями червоної системи CN

(12CN та 13CN). Крім CN достатньо включити поглинання у лініях систем Свана та Філіпса молекули С2 (з врахуванням ізотопного складу вуглецю). Ми розглянули декілька варіантів

списків ліній CN та C2 і обрали як робочі 3 варіанти:



  1. Списки CN та C2 з сайту Йоргенсена з нашою коректировкою довжин хвиль 12СN.

  2. Такі ж списки з бази даних Куруца (Kurucz, 1993, CD-ROM N18).

  3. Компілятивний список молекулярних ліній, що включає списки ліній CN, надані нам

К.Абіа (див. Abia et al., 1999), та лініі С2 з сайту Йоргенсена (http://stella.nbi.dk). Надалі ми будемо називати цей список AJQ (Abia-Jorgensen-Querci).

Якість цих списків ми перевірили за спектрами трьох вуглецевих зір: ранньої R-зорі (R0)

HD100764, спектри якої в обробленому вигляді були передані нам О.Е.Розенбушем, та двох N зір з матеріалу, наданого нам К.Абіа – AW Cyg та UX Dra. Відзначимо, що зоря HD100764 дуже зручна для такої задачі, оскільки в її спектрі слабкі атомні лінії через великий дефіцит металів ([Fe/H]= -0.6), але досить сильний молекулярний спектр через велике C/O за рахунок істотного дефіциту кисню ([O]= -0.53) (Dominy, 1984). Загальний висновок полягає у тому, що список

AJQ найкращим чином описує область λλ 668-674 нм в цілому, але списки Йоргенсена (з нашою коректировкою) найкращим чином описують бленду, що включає лінію літію. Списки Куруца з

нашим уточненням дещо поступаються за точністю двом названим. У табл. 2.2 ми наводимо результати визначення вмісту літію в атмосферах трьох вуглецевих зір, за якими ми виконували тестування списків ліній та методики визначення вмісту літію.
Таблиця 2.2. Вміст літію в атмосферах трьох вуглецевих зір (у шкалі log N(H)=12.00)

---------------------------------------------------------------------------------------------------------A

log N(Li)

Зоря Tef /log g /[Fe/H] C/O 12С/13С --------------------------------------------

Jorgensen Kurucz AJQ

---------------------------------------------------------------------------------------------------------

HD100764 4850/2.2/-0.59 4.8 4 1.9 1.9 1.9

AW Cyg 2760/0.0/0.00 1.03 21 -1.4 -1.4 -1.3

UX Dra 2900/0.0/-0.20 1.05 26 -1.0 -0.9 -0.9

----------------------------------------------------------------------------------------------------------


З табл.. 2.2 видно, що вибір списку молекулярних ліній з числа розглянутих у цій роботі

практично не впливає на результат – вмісти літію відрізняються не більше як на 0.1 dex.

Опис спектрів UX Dra та AW Cyg синтетичними спектрами при використанні списку ліній

молекул CN та C2 AJQ показаний на Мал. 2.2 та 2.3.



Описана робота готується до друку.


Мал. 2.2 Опис спектру UX Dra синтетичним спектром при вмісті літію log N(Li)= -0.9.




Мал. 2.3. Опис спектру AW Cyg синтетичним спектром при вмісті літію log N(Li)= -1.3.

  1   2   3   4   5


База даних захищена авторським правом ©uchika.in.ua 2016
звернутися до адміністрації

    Головна сторінка