Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу 14.1 Определение химического состава звёзд

Лекция 14. Химическая эволюция звёздных населений

14.1 Определение химического состава звёзд

Термин химический состав звёзд употребляют для обозначения двух разных понятий. Первое - это массовые процентные соотношения содержаний водорода, гелия и всех более тяжелых элементов - X, Y и Z. Второе - это детальный химический состав атмосфер звёзд, определяемый из анализа спектрограмм высокого разрешения. Для данного курса изначально было важнее первое понятие, поскольку благодаря довольно высокой стабильности относительных содержаний химических элементов в космических объектах различной природы о содержании тяжелых элементов зачастую судят по содержанию в них железа - элементу, наиболее богатого линиями поглощения в коротковолновой области видимого диапазона спектра у А-F-G-К-звёзд. Полное относительное содержание тяжелых элементов для большого количества звёзд проще всего находить по данным фотометрии и именно по таким определениям обычно исследуются связи эволюции химического состава звёздных населений с их кинематическими свойствами и динамической эволюцией Галактики. К настоящему времени детальный химический состав из анализа спектров высокого разрешения уже получен для нескольких тысяч звёзд и поэтому он также уже может быть использован для статистического установления связей.

Кратко напомним меры химического состава звёзд. Основной мерой химического состава является относительное логарифмическое обилие [Fe/H] = lg(NFe/ NH) - lg(NFe/ NH)¤, где (NFe/ NH) - отношение числа атомов железа к числу атомов водорода в звёзде, а (NFe/NH)¤ - такое же отношение на Солнце. Зная из детального спектроскопического анализа общее содержание по массе всех химических элементов на Солнце (≈ 1.7%), можно легко перевести отношение [Fe/H] (или металличность) в массовое содержание тяжелых элементов в исследуемой звёзде. Чаще всего используется приближённое равенство [Fe/H] = lg(Z/Z¤). Это выражение справедливо при условии, что пропорция металлов и ?-элементов, дающих основной вклад в Z, у рассматриваемых звёзд одинакова и совпадает с солнечной. Однако металличность не всегда хорошо коррелирует с общим содержанием в звездах всех элементов тяжелее гелия. Так, мы помним, что на поздних стадиях эволюции звёзд средних масс ?-элементы, создаваемые при горении гелия в слоевых источниках звёздных оболочек, выносятся на поверхность, так что спектральный анализ дает повышенное их содержание относительно как водорода, так и железа. Высокие (в 2-3 раза большие, чем на Солнце) относительные содержания некоторых элементов, в том числе и кислорода, наблюдаются в старых звездах с низким обилием железа, принадлежащих гало и толстому диску Галактики. И наоборот, при столь же малом обилии железа, аномально низкие относительные содержания ?-элементов часто наблюдаются в звездах, образовавшихся из вещества, испытавшего отличную от галактической химическую историю. Иногда для того, чтобы подчеркнуть, что показатель металличности относится ко всем тяжелым элементам, а не только к железу, используют обозначение [M/H].

Для массовых оценок металличностей звёзд используют данные фотометрии. Известно несколько фотометрических индексов металличности, отражающих меру блокирования линиями тяжелых элементов в ультрафиолетовой области спектра. Один из них можно получить в широкополосной UBV-фотометрии. Это так называемый ультрафиолетовый избыток δ(U-B) - смещение вдоль оси U-B на двухцветной диаграмме от линии непокрасневших звёзд солнечной металличности. Этот индекс может быть получен только для непокрасневших одиночных звёзд или рассеянных звёздных скоплений и применяется для звёзд главной последовательности спектральных классов F, G и K. Для удобства индекс приводят к одной величине показателя цвета (B-V) = 0.m6, так как при одинаковой металличности величина индекса зависит от (B-V).

В среднеполосной фотометрической системе uvby (системе Стремгрена) показателем металличности является индекс δm1 - смещение по оси m1 на диаграмме показателей цвета (b-y) - m1. Его свойства во многом аналогичны индексу δ(U-B). В расширенной среднеполосной системе введён ещё индекс β, измеряющий глубину бальмеровской линии Нβ, которая для F-G-звёзд чувствительна к температуре. При определенных недостатках у индексов металличности есть важное преимущество перед детальным исследованием спектров - массовость и простота определения. Поэтому распределения содержаний тяжелых элементов среди звёзд разных типов чаще всего исследуют по фотометрическим металличностям.

В качестве показателя металличности для переменных звёзд типа RR Лиры используется так называемый индекс Престона - ΔS. Этот индекс представляет собой разность спектральных подклассов, определенных для данной звезды по водородным линиям и линии K ионизованного кальция: ΔS = 10[Sp(H) - Sp(KCaII)]. При этом у звёзд с солнечным содержанием металлов ΔS ≅ 0, а у самых малометалличных звёзд ΔS ≅ 11.

Для всех указанных индексов построены калибровки - формулы перехода от индексов к величинам [Fe/H]. Обычно это линейные (реже квадратичные) зависимости, получаемые с помощью надежных спектральных определений [Fe/H] большого числа звёзд.

К настоящему времени более чем для двух тысяч близких звёзд поля разных типов определены металличности по спектрам высокого разрешения. Различными методами определены средние металличности практически для всех шаровых скоплений и более чем для ста рассеянных скоплений. Точность определения величины [Fe/H] одной звезды спектральными методами имеет порядок 0.10 - 0.15. Приблизительно ту же внутреннюю точность дают и фотометрические индексы, но они еще несут в себе систематические ошибки, в частности - ошибки калибровочных соотношений.

Оценки индексов металличности звёзд и звёздных скоплений рассеяны по большому числу научных работ. Однако основу статистических исследований химического состава звёзд, в том числе и проведения калибровок разных индексов металличности, составляют компилятивные каталоги спектроскопических определений величин [Fe/H], регулярно публикуемые Керель де Стробель с сотрудниками. Кроме того, в 2005 году Борковой и Марсаковым (РГУ) опубликован сводный каталог спектроскопических определений параметров атмосфер, а также содержаний железа и магния (представителя ?-элементов) почти для 900 близких F-G-звёзд главной последовательности. Приведенные в нем характеристики звёзд впервые получены с весовым усреднением всех опубликованных за (1989 - 2003) годы соответствующих величин, определенных разными авторами методом синтетического моделирования спектров высокого разрешения. Благодаря двум и более определениям для большинства звёзд, средняя внутренняя ошибка металличности получилась ?[Fe/H] = 0.07. Для удобства решения различных звёздноастономических задач в каталоге также приведены компоненты скоростей и элементы галактических орбит для всех звёзд.

Металличности шаровых скоплений обычно собирают в сводных каталогах параметров этих скоплений, в частности они имеются в регулярно обновляемом компилятивном каталоге Харриса, о котором упоминалось выше.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия
Публикации со словами: звездная астрономия
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [3]
Оценка: 3.1 [голосов: 173]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования