CC BY
54
УДК524.3-36; 524.74-54
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ОГРАНИЧЕНИЯ НА ИЗМЕНЕНИЯ СОДЕРЖАНИЙ НАТРИЯ И АЛЮМИНИЯ В ПРОЦЕССЕ ЭВОЛЮЦИИ ГАЛАКТИКИ
© 2013 В. С. Менжевицкий*, Н. Н. Шиманская, В. В. Шиманский, Н. А. Сахибуллин
Казанский (Приволжский) федеральный университет, Казань, 420008 Россия Поступила в редакцию 22 апреля 2013 года; принята в печать 10 июня 2013 года
В работе построены и проанализированы единые не-ЛТР распределения содержаний алюминия ([Al/Fe]—[Fe/H]) и натрия ([Na/Fe]—[Fe/H]) в выборке 160 звезд диска и гало Галактики с металлично-стью —4.07 < [Ре/И] < 0.28. Значения индексов металличности [Fe/H] и скорости микротурбуленции 6;игЬ определены по эквивалентным ширинам линий Fe II и FeI. Определение содержаний натрия и алюминия выполнено с применением 21-уровневой модели атома №1 и 39-уровневой модели атома Л! I. Полученные ЛТР распределения [Na/Fe]—[Fe/H] и [А1^е]—^е/Н] не соответствуют теоретическим прогнозам их эволюции, что говорит о необходимости применения не-ЛТР подхода для определения содержания этих элементов. Учет не-ЛТР поправок понижает на 0.05—0.15 ёех содержания натрия, определенные по субординатным линиям в звездах диска с [Ре/И] > —2.0, и на 0.05—0.70 ёех с сильной зависимостью от металличности — содержания [№^е], определенные по резонансным линиям в звездах гало с [Ре/И] < —2.0. Не-ЛТР поправки содержаний алюминия строго положительны и возрастают от 0.0—0.1 ёех для звезд тонкого диска (—0.7 < [Ре/И] <
0.28) до 0.03—0.3 ёех для звезд толстого диска ( — 1.5 < [Ре/И] < —0.7) и 0.06—1.2 ёех для звезд гало ([Ре/И] < —2.0). Итоговые не-ЛТР содержания [№^е] показывают разброс индивидуальных значений до Д[Ма/Ре] =0.4 ёех для звезд близкой металличности. Наблюдаемое не-ЛТР распределение [№^е]—^е/Н] в пределах 0.15 ёех совпадает с теоретическим распределениями из работ Самланда и Кобаяши и др. Не-ЛТР содержания алюминия характеризуются слабым разбросом значений (до Д[А1/Ре] = 0.2 ёех) для звезд всех металличностей. Построенное не-ЛТР распределение [А1^е]—^е/Н] имеет удовлетворительное согласие до 0.2 ёех с теоретическими данными Кобаяши и др., но сильно (до 0.4 ёех) различается с прогнозами Самланда.
Ключевые слова: звёзды: химический состав—Галактика: эволюция
1. ВВЕДЕНИЕ
Бурное развитие наблюдательной и теоретической астрофизики звезд во второй половине прошлого века позволило в начале 90-х годов перейти к построению теории химической эволюции. К этому моменту благодаря включению в наблюдения серии крупных и средних телескопов, оснащенных спектрометрами высокого разрешения и электронными приемниками излучения, появился статистически значимый и однородный материал о химическом составе звезд всех компонент Галактики: гало, балджа, толстого и тонкого дисков. Одновременно успехи теоретического моделирования физических условий и ядерных процессов в недрах звезд и формирования межзвездной среды, а также взаимодействия различных галактических
Е-шаіі: [email protected]
компонент позволили построить одну из первых моделей химической эволюции [1]. Сравнение ее результатов с данными наблюдений показало их качественное согласие для основных химических элементов ^е, С, О, Б1, Са и др.). Для более корректного согласования в дальнейших работах модель [1] существенно модифицировалась с включением в нее ряда дополнительных явлений: взаимодействия Галактики с окружающими звездными системами, локального перемешивания межзвездной среды, разрывов в процессе звездообразования и др. [2—4]. Одновременно происходил частичный пересмотр интерпретации наблюдательных данных, обусловленный уточнением наборов атомных параметров линий, моделей атмосфер звезд и учетом физических процессов, влияющих на определение содержаний химических элементов. Одним из таких эффектов являются значительные для ряда элементов отклонения от ЛТР.
Натрий 23Ма (г = 11) и алюминий 27А1 (г = 13) являются легкими нечетными элементами третьего ряда периодической системы. Согласно модели [1] и всем последующим исследованиям [2—4], основным механизмом их производства являются реакции гидростатического горения углерода (для Ыа и А1) и неона (для А1) в ядрах массивных звезд. Дополнительный синтез натрия и алюминия возможен в проходящих одновременно с СЫО-циклом реакциях нейтронного захвата атомами неона и магния соответственно [2, 5]. Отметим, что атомы обоих этих элементов способны эффективно поглощать нейтроны в ядрах звезд промежуточных масс, а атомы неона — и в их слоевых источниках. Опубликованные теоретические зависимости содержаний [Ыа^е] и [А1^е] от металличности ^е/Н] [2-4, 6] качественно совпадают между собой. Эти зависимости характеризуются дефицитом содержаний [Ыа^е] и [А1^е] в пределах [Х/Ре] = (—0.4)-(—0.2) в звездах гало —4.0 < [Ре/И] < —2.0, умеренным ростом до [Х/Ре] = 0.1-0.3 к границам толстого и тонкого дисков при [Ре/И] —0.7 и медленным уменьшением до [Х/Ре] = (—0.2)-(—0.1) для звезд с избытком железа. Сравнение теоретических распределений с результатами наблюдений показывало удовлетворительное согласие для звезд тонкого и частично толстого диска при [Ре/И] > —1.5, в которых содержания обоих элементов определены по наборам слабых субординатных линий. Однако на меньших металличностях наблюдался систематический рост избытка наблюдаемого содержания натрия до Д[Ма/Ре] & 0.7 относительно теоретического с одновременным повышением дефицита алюминия до Д[А1/Ре] & —0.6.
Для согласования теории и наблюдений Сам-ланд [2] предложил увеличить эффективность синтеза алюминия в пять раз в реакциях нейтронного захвата атомами магния по сравнению с теорией [1] и ее первой модификацией [7]. В итоге полученное им распределение [А1^е]-^е/Н] хорошо соответствует наблюдениям на всем диапазоне метал-личностей. Однако Кобаяши и др. [4] указали на важность учета отклонений от ЛТР в резонансных линиях Ыа I и А11, используемых для определения содержаний элементов в звездах гало и балджа.
За последние двадцать лет для атома Ыа! выполнено много классических исследований физической природы не-ЛТР эффектов [8, 9], амплитуды не-ЛТР поправок содержаний [10, 11] и содержаний натрия в конкретных звездах [12-18]. Брулс и др. [8] показали, что низкое значение сечения фотоионизации с основного состояния 38 в сочетании с сильными линиями в оптическом и инфракрасном диапазонах приводит к перенаселению нижних уровней Ыа^ названному эффектом
“сверхрекомбинации.” Не-ЛТР поправки для широкого набора параметров атмосфер звезд, рассчитанные Машонкиной и др. [9], оказались несущественными (Anon-LTE = (—0.02)—(—0.11) dex) для
наиболее слабых линий АЛ 6154, 6160 A, заметными (до Anon-LTE = —0.22 dex) для дублета АЛ 5682, 5688 A и очень большими (до Anon-LTE = —1.0 dex)
для сильных линий АЛ 5889, 5895, 8183, 8194 A. Применение не-ЛТР расчетов при получении содержаний натрия в больших выборках звезд с —4.2 < [Fe/H] < 0.4 [14, 17] позволило удовлетворительно согласовать данные наблюдений с теоретическим прогнозом [2] при значительной дисперсии (а & 0.35 dex) индивидуальных значений [Na/Fe] для звезд с одинаковым [Fe/H]. Отметим, что в данных работах использованы неоднородные наблюдения разных авторов, полученные с применением фотографических и ПЗС-приемников, а параметры атмосфер звезд определены качественно различными методами. В исследовании Герена и др. [16] относительно небольшого набора звезд с —2.5 < [Fe/H] < 0.0, выполненного по однородной методике, найдено аналогичное распределение [Na/Fe]—[Fe/H] при уменьшении дисперсии до а & 0.15 dex.
В свою очередь, расчеты статистического равновесия для атома Al I проведены в относительно небольшом числе работ, где рассмотрены причины и характер отклонений от ЛТР [19, 20] и получены оценки не-ЛТР поправок содержаний алюминия в атмосферах звезд разных типов [21,22] и не-ЛТР содержания элемента в конкретных звездах [16, 23—25]. В отличии от NaI, атом All имеет экстремально высокое сечение фотоионизации с основного уровня 3р [26, 27], что обуславливает формирование состояния сильной “сверхионизации,” т.е. недонаселенности всех энергетических уровней. Расчеты не-ЛТР поправок [21, 22] для сеток моделей атмосфер показывают их малую амплитуду (Anon-LTE < 0.12 dex) для субординат-ных линий АЛ 6693, 6698, 7362, 7835, 7836, 8772, 8773 A в спектрах звезд классов F5—M с ме-талличностью [Fe/H] > —1.0. Одновременно резонансный дублет АЛ 3944, 3961 A, применяемый для определения содержаний алюминия в звездах с [Fe/H] < —1.0, имеет не-ЛТР поправки до Anon-LTE & 1.0 dex с сильной зависимостью от параметров атмосфер. Статистически значимый набор не-ЛТР содержаний алюминия (35 оценок) в звездах с —2.5 < [Fe/H] < 0.0 получен только в работе Герена и др. [16], где найдено качественное согласие наблюдательных данных с теоретическим прогнозом модели [1] при значительной дисперсии (а & 0.4 dex) индивидуальных значений.
Таким образом, в настоящее время отсутствует детальное сравнение теоретических распределений [Na/Fe]—[Fe/H] и [Al/Fe]—[Fe/H] со статистически значимым набором не-ЛТР содержаний Na и Al, определенных по однородной методике для метал-личностей —4.0 < [Fe/H] < 0.5. Поэтому в рамках данной работы нами рассчитаны не-ЛТР содержания натрия и алюминия для большой выборки звезд (более 100), наблюдения которых выполнены только с применением ПЗС-приемников и имеют единую шкалу эквивалентных ширин, а параметры атмосфер найдены качественно общей группой методов. В Разделе 2 описаны использованные нами наблюдательные данные, а в Разделе 3 — методы определения параметров атмосфер звезд. Раздел 4 представляет методики моделирования равновесных состояний атомов NaI и All с вычислением их не-ЛТР и ЛТР содержаний. В Разделе 5 проведен анализ точности результатов и их сравнение с теоретическими прогнозами. Раздел 6 содержит обсуждение возможных особенностей в эволюции содержаний натрия и алюминия в процессе жизни Галактики и общие выводы нашей работы.
2. НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ МАТЕРИАЛ
Для достижения высокой однородности получаемых результатов при отборе наблюдательного материала из различных литературных источников учитывалось следующее.
1. Суммарный диапазон металличностей всех рассматриваемых выборок звезд должен охватывать интервал —4.0 < [Fe/H] < 0.5 без разрывов более A[Fe/H] =0.5 dex. Желательно частичное перекрытие диапазонов металличностей звезд, взятых из различных источников.
2. Из выборок исключены все объекты с зарегистрированной физической переменностью или пекулярностью химического состава.
3. Наблюдения звезд выполнены на спектрометрах высокого разрешения с R> 30 000 с использованием ПЗС-приемников.
4. Определение значения эффективной температуры звезд Teff должно быть получено методом инфракрасных потоков или стандартных фотометрических калибровок показателей цвета V—R, V—I и J^K-фотометрии, а силы тяжести log g — с использованием астрометрических параллаксов.
5. Для исследуемых звезд должен быть опубликован полный или частичный набор эквивалентных ширин для не менее 30 линий Fe II, используемых нами при определении индекса металличности [Fe/H] и скорости микротурбулентности {turb (см. ниже).
6. В каждом литературном источнике для звезд, включенных наш анализ, должны иметься данные об эквивалентных ширинах линий Na I и Al I.
С учетом перечисленных требований нами для дальнейшего анализа было отобрано шесть литературных источников.
Для 16 звезд-аналогов Солнца, принадлежащих диапазону металличностей —1.02 < [Fe/H] < 0.1, использовались эквивалентные ширины из работы Галеева и др. [28]. Полный набор параметров атмосферы для этих звезд получен ранее Шиман-ским и др. [29]. Он удовлетворяет описанным выше требованиям, и в настоящей работе принят без изменений. Спектральные наблюдения Галеева и др. [28] проведены с разрешением R = 45 000 с помощью куде-эшелле спектрометров MАЭСTPО 2-м телескопа Zeiss-2000 обсерватории Tерскол и CEGS [30] 1-м телескопа Zeiss-1000 САО ГАН.
Наблюдательные данные для 16 G-карликов с повышенной металличностью 0.04 < [Fe/H] < 0.26, взятые из статьи %мкина и др. [31], получены на куде-эшелле спектрографе 2.7-м телескопа Mак-Дональдской обсерватории. Набор параметров атмосферы семи звезд также определен в работе Шиманского и др. [29] и использован в данной работе. Эффективные температуры для двух звезд определены нами по индексам V — K [32] и калибровкам Алонсо и др. [33], а значения силы тяжести на поверхности — по астрометрическим параллаксам спутника Hipparcos [34].
Эквивалентные ширины линий в спектрах девяти поздних K-гигантов с металличностью, близкой к солнечной (—0.26 < [Fe/H] < 0.18), заимствованы из работы Карреры и Панчино [35]. Наблюдения с разрешением R = З0 000 выполнены авторами [35] на эшелле-спектрометре FOCES 2.2-м телескопа обсерватории Калар-Альто (Испания), а эффективные температуры определены ими же [35] по трем показателям цвета V—R, V—I, V—K.
Для 38 F, G-карликов и субгигантов толстого диска Галактики с металличностью
— 1.87 < [Fe/H] < —0.4Б использованы данные спектроскопических наблюдений Джонсел и др. [36], проведенных с разрешением R & 60 000 на куде-эшелле спектрометре CEGS 1.4-м телескопа CAT ESO. Эффективная температура звезд получена авторами из совместного анализа значений, определенных по показателям цвета V—R и стремгреновской фотометрии.
Анализируемые нами наблюдательные данные для выборки из 53 K-гигантов в широком диапазоне металличностей —1.61 < [Fe/H] < 0.28 получены Алвес-Брито и др. [37] с разрешением R = 4Б 000—60 000 с помощью спектрографа HIRES 10-м телескопа Keck-1, спектрографа
Таблица 1. Данные по выборкам
Авторы Кол-во Teff, К logs' [Fe/H]
Галеев и др. [28] 16 5300-6000 3.5—4.5 ( — 1.02) —(+0.1)
Tomkin et al. [31] 9 5800-6300 CO 1 О (+0.04) —(+0.26)
Carrera et al. [35] 9 4700-5000 2.5—3.0 (—0.26) —(+0.18)
Jonsell et al. [36] 38 4900-6100 2.7—4.7 ( — 1.87) —(—0.45)
Alves-Brito et al. [37] 53 4000-5000 1.0-3.2 ( — 1.61) —(+0.28)
Cayrel et al. [38] 35 4500-5300 1.0-2.5 (—4.07) —(—2.06)
MIKE 6.5-м телескопа Магеллан и 2.7-м телескопа обсерватории Мак-Дональд. Значения Teff для всех исследуемых звезд определены авторами [37] методом инфракрасных потоков.
Для 35 K-гигантов и сверхгигантов галактического гало с низкой металличностью —4.07 < [Fe/H] < —2.06 нами использованы результаты наблюдений Кэйрела и др. [38], выполненных на спектрографе высокого разрешения (R = 45 000) UVES 8-м телескопа VLT. Значения эффективных температур звезд найдены в [38] из анализа величин, полученных по показателям цвета V—R, V—I и JHK-фотометрии.
Общие данные о параметрах звезд исследуемых выборок приведены в Таблице 1.
Таким образом, все использованные нами эквивалентные ширины линий для рассматриваемых 160 звезд измерены в спектрах высокого разрешения, полученных с применением ПЗС-приемников. К сожалению, в исследуемой выборке отсутствуют звезды, одновременно содержащиеся в двух или более литературных источниках. Поэтому можно сделать только косвенные выводы о соответствии систем эквивалентных ширин W\ линий, взятых из разных работ. Шиманским и др. [29] показано, что системы W\ из [28] и [31] согласуются в пределах 2%. Томкин и др. [31] показали совпадение до 2 mA значений эквивалентных ширин линий с данными Эдвардссона и др. [39], имеющими в свою очередь корреляцию с точностью 3% с результатами Фулбрайта [40]. Система эквивалентных ширин [40] для линий с W\ < 80 mA совпадает в пределах 4% с измерениями Джонсел и др. [36] и в пределах 3% с данными Алвес-Брито и др. [37]. Работы Карреры и Панчино [35] и Кэйрела и др. [38] посвящены исследованию K-гигантов и сверхгигантов с различным [Fe/H], не рассматриваемых в остальных цитируемых статьях. Поэтому проверить соответствие систем W\ из [35], [38] и других работ оказывается невозможно. В целом, мы пришли к выводу о согласии с точностью
не хуже 5% доступных для сравнения наборов эквивалентных ширин из разных источников, что позволяет использовать их совместно в анализе химической эволюции Галактики.
3. ПАРАМЕТРЫ АТМОСФЕР ЗВЕЗД
Принятые нами по результатам оригинальных работ значения эффективных температур найдены с применением классического метода инфракрасных потоков или стандартных калибровок [33] и данных VRI и JHK-фотометрии. Калибровки [33] построены на основе значений Teff, полученных методом инфракрасных потоков, что делает достаточно однородным набор эффективных температур всех звезд нашей выборки. Величины logg в перечисленных выше исследованиях установлены с использованием астрометрических параллаксов и также являются однородными. Оценки стандартных ошибок определения параметров атмосфер составляют: ATeff = ±60 K, Alog g = ±0.2 dex для данных [28] и [31], ATeff = ±75 K, Alogg = ±0.3 dex для данных [37], ATeff = ±85 K, Alogg = ±0.09 dex для данных [35], ATeff = ±80 K, Alogg = ±0.3 dex для данных [38]. В результате можно сделать вывод, что ошибки эффективной температуры одинаковы для звезд всех типов и составляют около 80 K, а неопределенность значения поверхностной силы тяжести зависит от расстояния до звезд, возрастая от 0.1 для карликов диска до 0.3 для гигантов и сверхгигантов гало.
Для восстановления единой для всех звезд шкалы металличностей и значений скорости микротурбулентности мы выполнили их переопределение стандартным анализом эквивалентных ширин линий Fe II и FeI, реализуемым на основе программы WIDTH. Исключение составили только звезды из работ [28] и [31], для которых аналогичный анализ был ранее выполнен Шиманским и др. [29].
При определении указанных параметров предпочтение отдавалось линиям ионизованного
Таблица 2. Атомные параметры линий FeI, используемых при определении металличности и микротурбулент-ной скорости для звезд из выборки [36]
А, А К eV log gifij 6 A, A К -^exc i eV log gifij к7(.
5679.02 4.652 -0.75 5.0 6157.73 4.076 -1.25 5.0
5686.53 4.548 -0.67 5.0 6165.36 4.143 1 5.0
5701.54 2.559 -2.32 5.0 6170.50 4.795 -0.43 5.0
5705.46 4.301 -1.45 5.0 6173.34 2.223 -2.94 5.0
5717.83 4.284 -1.08 5.0 7751.14 4.991 -0.74 5.0
6127.91 4.143 О 1 5.0 7780.55 4.473 -0.31 5.0
6136.62 2.453 -1.51 2.0 7807.95 4.991 -0.56 5.0
6137.69 2.588 -1.51 2.0 8757.18 2.845 -2.16 5.0
6151.62 2.176 -3.31 5.0 8763.96 4.652 -0.40 5.0
* Величины log Qifij, kY6 получены из анализа профилей линий в солнечном спектре.
железа. Таким образом, для звезд из выборок [35], [37], [38] содержание железа и скорость микротурбулентности получены нами по эквивалентным ширинам линий Fe II, и только для звезд из списка [36] — по эквивалентным ширинам линий FeI. Значения W\ линий взяты из перечисленных источников.
Список используемых в настоящей работе линий FeII, их силы осцилляторов fij и константы ван-дер-ваальсовского уширения C6, уточненные на основе анализа потокового атласа Солнца [41], опубликованы в работе [29]. Данные величины в [29] определялись путем согласования теоретического и наблюдаемого профилей линий при фиксированном содержании Fe (logeQ(Fe) = 7.51, согласно [42]) на основе модели атмосферы Солнца, полученной интерполированием по сетке ЛТР моделей атмосфер Куруца [43]. При моделировании скорость микротурбулентности для Солнца принималась равной 0.8 км/с. В настоящей работе были выполнены аналогичные расчеты для уточнения атомных параметров спектральных линий нейтрального железа из списка [36]. В Таблице 2 для 18 линий FeI приведены эмпирически уточненные величины сил осцилляторов и поправочные множители к константе Ye (kY6).
Отметим, что ошибка определения содержания железа у исследуемых звезд не превышает 0.10 dex, а величины {turb — 0.3 км/с.
4. МЕТОДИКА МОДЕЛИРОВАНИЯ
Вычисление не-ЛТР населенностей уровней и эквивалентных ширин линий атомов Na I и Al I выполнялось методом полной линеаризации в версии Ауера и Хисли [44], реализованного в комплексе программ Н. А. Сахибуллина ШЫЬТЕЗ [45] и модифицированного в более поздних работах [10, 29]. При моделировании переноса излучения в каждой частоте учитывались все источники непрерывного поглощения, 34 основные молекулярные полосы, вычисляемые согласно теории Нерсисян и др. [46], и около 500000 наиболее сильных линий в диапазоне А > 912 ^ из списков Куруца [43] с частично уточненным в [47] набором сил осцилляторов в оптическом диапазоне. При вычислении эквивалентных ширин и профилей линий исследуемых атомов NaI и AlI учитывались все механизмы уширения: доплеровское вследствие микро-турбуленции и теплового движения, штарковское и ван-дер-ваальсовское, а так же естественное затухание с заданными теоретическими или эмпирическими константами (см. ниже). Все расчеты выполнены с использованием сеток бланкетированных моделей атмосфер Кастелли и Куруца [48] и шкалы солнечных содержаний химических элементов по данным Гревесса и Сейвела [49]. При вычислении не-ЛТР населенностей уровней атомов NaI и AlI содержания данных элементов задавались максимально близкими к средним значениям, полученным по исследуемым линиям.
Не-ЛТР расчеты для №! проводились с использованием 21-уровневой модели атома, разработанной Машонкиной и др. [9] и существенно улучшенной в [10]. Данная модель включает 20 энергетических уровней №! с п < 7,1 < 3 с учетом тонкого расщепления первого возбужденного состояния 3р и основной уровень следующей стадии ионизации №П. В модели учитывается 100 разрешенных связанно-связанных и связанно-свободных переходов, а так же все ударные переходы между уровнями. Как показано в работе [10], наличие остаточного энергетического просвета в АЕ & 0.27 эВ между высоколежащими уровнями № I и континуумом позволяет корректно моделировать не-ЛТР населенности для всех атмосфер с Тед > 4000 ^
В данной работе мы использовали эквивалентные ширины двух резонансных АА 5889, 5895 A и четырех субординатных АА 5682, 5688, 6154, 6160 ^ линий № I, атомные параметры которых представлены в Таблице 3.
При расчете содержаний натрия в звездах из работы [31] использовались наиболее слабые линии АА 6154, 6160 A, дополненные для работ [35] и [37] линией А 5688 ^, а для работ [28] и [36] —
линией А 5682 Л. При изучении звезд гало из выборки Кэйрела и др. [38] применялись только линии резонансного дублета АА 5889, 5895 Л. Определение дифференциальных содержаний в исследуемых звездах выполнялось путем нормировки на соответствующие солнечные значения, вычисленные по набору эквивалентных ширин линий из статьи Машонкиной и др. [10]. Для проверки соответствия шкал содержаний натрия, построенных по группам резонансных и субординатных линий, нами сделаны тестовые расчеты для семи звезд шарового скопления NGC2419 с применением параметров атмосфер и наборов эквивалентных ширин линий АА 5682, 5688, 5889, 5895 Л из работы [50]. В результате было установлено, что содержания, определяемые по субординатным линиям АА 5682, 5688 Л, превышают значения, полученные по резонансным линиям АА 5889, 5895 Л, в среднем на ~ 0.05 dex при дисперсии значений внутри обеих групп линий около а ~ 0.03. Данный факт может указывать на избыточную примерно на 10% оценку не-ЛТР поправок для резонансных линий в атмосферах бедных металлами звезд. Однако эквивалентные ширины субординатных линий, представленные в [50], имеют низкую точность (ошибки до 50%), что обусловлено их слабостью: на пределе детектируемости. Поэтому мы пришли к выводу о единстве в пределах 0.05 dex шкалы не-ЛТР содержаний N8 1, полученной по линиям разных типов.
Не-ЛТР расчеты для Л1І проводились с использованием 39-уровневой модели атома, подробно описанной нами ранее [21, 22]. Эта модель включает все уровни атома Л1 І со значением орбитального квантового числа I < 3 (т.е. с учетом Б, Р, О, Г-термов) и главного квантового числа п < 12. Кроме того, в модель включен уровень 3в2 1Б, соответствующий основному состоянию иона Л1II. Возбужденное состояние 3р2 4Р Л11 не имеет разрешенных переходов на другие уровни атома и для улучшения сходимости и точности расчетов было исключено из моделирования. Энергия ионизации последнего рассматриваемого возбужденного уровня (12/) составляет около 0.09 эВ, что позволяет использовать данную модель для анализа содержания Л11 в атмосферах звезд с Тед- > 2000 К.
В данной работе определение содержаний алюминия для исследуемых звезд проводилось с использованием эквивалентных ширин двух резонансных (АА 3944, 3961 Л) и семи субординатных (АА 6693, 6698, 7362, 7835, 7836, 8772, 8773 Л) линий Л11, атомные параметры которых представлены в Таблице 4.
Таблица 3. Параметры линий Ыа1: лабораторные длины волн А, конфигурации переходов, силы осцилляторов , Сб-константы ван-дер-ваальсовского ушире-ния
А, А Переход Їі0 \ogCa
5889.97 Зв 2 Б —3р 2 рО 3/2 0.647 -31.17
5895.84 Зв р 3 1 Б 2 2 рО 1/2 0.322 -31.17
6154.23 3р 2р1°/2—5* 2в 0.014 -30.58
6160.75 3р 2Рз°/2—5* 2в 0.014 -30.58
5688.21 3р 2Рз°/2—4d 2В 0.097 -29.80
5682.64 3р 2р1,2-ы 2В 0.097 -29.52
Таблица 4. Параметры линий А11: лабораторные длины волн А, конфигурации переходов, силы осцилляторов , Сб-константы ван-дер-ваальсовского ушире-ния
А, Л
3944.01
3961.52
6696.03
6698.68
7362.29
7835.32
7836.13
8772.87
8773.90
Переход
3р 2Р0,2 —4в 2Б
1/2
3/2
3р 2Р30/2 -4в 2Б
4в 2Б — 5р 2Р30/2 4в 2Б —5р 2Р10/2
Ы 2°5/2 7/ 2Гз°/2,5/2 3d 2Оз/2—6/ 2Гз°/2 Ш 2°5/2 6/ 2Г3°/2,5/2
3d 2Оз/2—5/ 2Гз0/2
2>СІ 2-Рб/2~5/ 2-^3/2,5/2
к
0.120
0.120
0.0145
0.0072
0.0300
0.0495
0.0500
0.105
0.099
6
-31.70
-31.70
-28.55
-28.55
-27.59
-28.32
-28.11
-28.70
28.70
При расчете содержаний алюминия в звездах из работы [36] использовались линии дублета АА 8772, 8773 А, из работы [37] — линии дублета АА 6696, 6698 А. Для работы [28] использовались линии дублетов АА 6696, 6698 А и АА 7835, 7836 А, а также линия А 7362 А. Для работы [31] использовались все три дублета АА 6696, 6698 А, АА 7835, 7836 А, АА 8772, 8773 А, а для работы [35] — все указанные выше субординатные линии. Для звезд гало (выборка Кэйрела и др. [38]) из-за того, что субординатные линии оказываются очень слабы, для расчета использовались только линии резонансного дублета АА 3944, 3961 А. Определение дифференциальных содержаний в исследуемых звездах выполнялось путем нормировки на соответствующие солнечные значения (см. [21, 22]).
Cayrel etal. [38] Tomkin etal. [31] Galeev et al. [28] Alves-Brito etal. [37] Carrera et al. [35] Jonsell etal. [36]
-2.5 -2.0 -1.5
[Fe/H], dex
[Fe/H], dex
[Fe/H], dex
Рис. 1. Изменение содержания N8 (а) и Л1 (Ь) с изменением металличности для звезд из разных источников. Показаны теоретические зависимости Вусли и Вивера [7] (пунктирная линия), Самланда [2] (сплошная) и Кобаяши и др. [4] (штриховая).
Рис. 2. ЛТР содержания натрия (а) и алюминия (Ь). Обозначения — как на Рис. 1.
К сожалению, среди всех звезд рассматриваемых выборок нет ни одной звезды, для которой были бы определены эквивалентные ширины и резонансных линий, и каких-либо субординатных линий А11. Поэтому провести сравнение содержаний алюминия, определенных по линиям разных типов, не представилось возможным.
Таблица 5. Влияние изменения параметров модели на итоговое содержание А1 и Ыа
Параметры атмосферы Дє Na ДЄАІ
Dwarfs Giants Dwarfs Giants
Teff ±80 К ±0.05 ±0.07 ±0.05 ±0.08
log д ±0.3 dex ±0.03 ±0.02 ±0.05 ±0.02
[Fe/H] ±0.3 dex ±0.01 ±0.01 ±0.05 ±0.05
Cturb ± 0.2 км/с ±0.07 ±0.07 ±0.02 ±0.08
Для оценки возможных неопределенностей не-ЛТР содержаний исследуемых элементов, обусловленных ошибками параметров атмосфер, мы выполнили тестовые расчеты для нескольких звезд разных типов с варьированием ДТе^ = ±80 К, Д1с^ д = ±0.3, Д[Ее/Н] = ±0.3, Д&игЪ = ±0.2 км/с, результаты которых представлены в Таблице 5.
Результаты расчетов показали, что для натрия даже значительные погрешности в принятом значении поверхностной силы тяжести практически не сказываются на точности определения его содержания. Для сверхгигантов и гигантов с Те^ < 5200 К влияние ошибок эффективной температуры и скорости микротурбулентности примерно одинаково и составляет Д^а ~ 0.07 dex. Для более горячих карликов и субгигантов солнечной металличности ошибки в скорости микротурбулентности вносят наибольший вклад (Деда ~ 0.07 dex) в неопределенность содержания натрия. В аналогичных звездах с дефицитом металлов ([Ее/Н] ^—1.0 dex) ошибки
[Fe/H], dex
[Fe/H], dex
Рис. 3. Величины не-ЛТР поправок к содержанию натрия (a) и алюминия (b).
[Fe/H], dex
[Fe/H], dex
Рис. 4. Не-ЛТР содержания натрия (a) и алюминия (b). Обозначения — как на Рис. 1. Открытыми кружками выделены звезды с log g > 3.0, сплошными кружками — звезды с log g < 3.0.
принятых параметров атмосферы несущественно влияют на содержание исследуемого элемента.
Результаты тестовых расчетов для алюминия показывают, что на точности определения его содержаний в атмосферах звезд-карликов в равной степени сказываются ошибки в определении температуры, величины поверхностной силы тяжести и металличности (в пределах A^ai ~ 0-05). Вклад ошибок скорости микротурбулентности незначителен. Для сверхгигантов и гигантов наибольший вклад в ошибки определения содержания дают ошибки эффективной температуры и скорости микротурбулентности: A^ai ~ 0.05.
В целом по проведенным расчетам можно сделать вывод, что суммарная ошибка определения содержания натрия и алюминия, обусловленная неточностью определения параметров атмосферы, для звезд карликов из исследуемых выборок не превосходит 0.1 dex, а для гигантов и сверхгигантов — 0.12 dex.
5. РЕЗУЛЬТАТЫ
Относительные ЛТР и не-ЛТР содержания натрия и алюминия определялись как:
[X/Fe] = eX(Star) — eX(Sun)
— (eFe (Star) — ере (Sun)),
где eX(Star) и ex(Sun) — содержания элемента X в атмосфере звезды и Солнца. Зависимости ЛТР и не-ЛТР содержания натрия и алюминия от индекса металличности [Fe/H] представлены на Рис. 1, 2, 3 и 4 и в Таблице 6. Как видно на Рис. 1, где результаты показаны отдельно для каждого литературного источника, в диапазоне металличностей —1.7 < [Fe/H] < 0.3 имеется частичное перекрытие данных из пяти выборок, что позволяет провести их сравнительный анализ.
Содержания натрия, полученные с использованием данных [28] и [35], показывают хорошую корреляцию результатов на едином графике распределения [Na/Fe]—[Fe/H] в диапазоне металличностей
Таблица 6. Металличность [Fe/H], скорость микротурбулентности &шгь (км/с) и не-ЛТР содержания алюминия [А1^е] и натрия [Na/Fe] в звездах выборки
Name [Fe/H] Cturb [Al/Fe] [Na/Fe] Name [Fe/H] Cturb [Al/Fe] [Na/Fe]
Галеев и др. [28]
HD 004307 -0.19 0.90 -0.03 -0.07 HD 159222 0.12 1.10 -0.03 0.07
HD 004915 -0.38 0.80 0.07 0.10 HD 186408 0.01 1.00 0.08 0.11
HD 006582 -1.02 0.90 0.53 0.31 HD 186427 0.03 0.90 0.04 0.07
HD 010307 0.06 0.90 -0.05 0.02 HD 187923 I- о 1 1.00 0.22 0.12
HD 034411 0.03 1.00 0.03 0.11 HD 197076 -0.05 0.80 -0.12 -0.06
HD 133002 -0.52 1.50 0.28 0.27 HD213575 -0.23 1.20 0.28 0.22
HD 141004 0.00 0.90 0.05 0.09 HD 222143 0.04 0.80 -0.06 -0.03
HD 146233 0.03 0.80 -0.02 0.01 HD 225239 -0.43 1.30 -0.01 © О 1
Alves-Brito et al. [37]
HD 041667 -1.21 1.50 0.25 -0.04 HD219615 -0.66 1.50 0.34 0.24
HD 078050 -1.10 1.60 0.16 -0.03 HD 221345 -0.36 1.40 0.28 0.11
HD 114095 -0.79 1.20 0.48 0.31 HD 000787 -0.24 1.90 0.31 0.16
HD 210295 -1.61 1.50 - 0.34 HD 003546 -0.66 1.50 0.26 0.07
1012 -0.62 1.90 0.39 0.01 HD 005268 -0.51 1.40 0.12 -0.01
HD 077236 -0.82 1.50 0.44 0.19 HD 029503 -0.06 1.50 0.09 0.04
HD 023940 -0.46 1.40 0.24 0.16 HD 045415 -0.11 1.51 0.06 0.05
HD 040409 0.10 1.10 -0.04 0.02 HD 050778 -0.34 1.63 0.10 0.00
HD 083212 О Ю 1 1.80 - -0.07 HD 073017 -0.51 1.00 0.09 0.15
HD 099978 -1.25 1.40 0.72 0.26 HD 099648 -0.07 1.60 0.11 0.33
HD 030608 -0.35 1.25 0.12 0.09 HD 116976 0.14 1.50 0.21 0.31
HD 100920 -0.11 1.30 -0.04 0.03 HD 117220 -1.01 1.06 0.35 0.25
HD 115478 -0.07 1.48 0.14 0.03 HD 117818 -0.28 1.50 0.07 0.03
HD 032440 -0.26 1.50 -0.03 0.04 HD 128188 00 CM 1 1.14 0.35 0.03
HD 037763 0.21 1.10 -0.02 0.03 HD 132345 0.27 1.62 0.23 0.23
HD 077729 -0.56 1.20 0.40 0.29 HD 142948 -0.57 1.30 0.21 -0.03
HD 080811 -0.69 1.20 0.46 0.30 HD 171496 -0.56 1.40 0.09 -0.03
HD 107328 -0.38 1.50 0.18 0.10 HD 172223 0.24 1.70 -0.04 0.01
HD 107773 -0.47 1.00 0.26 0.13 HD 174116 -0.67 1.53 0.45 0.43
HD 119971 -0.58 1.40 0.30 0.00 HD 175219 -0.37 1.45 0.06 0.11
HD 124897 -0.71 1.70 0.49 0.28 HD 186378 -0.05 1.50 0.21 0.25
Таблица 6. (Продолжение)
№те [Ие/Н] &игЬ [А1/Ре] [№/Ре] №те [Ие/Н] &игЬ [А1/Ре] [№/Ре]
НО 127243 -0.62 1.50 0.16 - НО 187195 -0.01 1.35 0.28 0.28
НО 130952 -0.38 1.40 0.19 0.15 Н021Ю75 -0.49 1.60 0.29 0.08
НО 136014 -0.37 1.30 0.18 -0.02 НО 212320 -0.33 1.70 0.14 0.33
НО 148451 -0.67 1.40 0.34 0.43 Н0214376 0.12 1.40 0.01 -0.01
НО 180928 -0.56 1.40 0.51 0.23 Н0215030 -0.44 1.10 0.08 0.07
НО 203344 -0.22 1.35 0.31 0.09 НО 221148 0.28 0.85 0.13 0.21
Тоткт et al. [31]
НО 009562 0.16 1.60 0.01 0.10 НО 107213 0.06 2.10 0.33 0.02
НО 030562 0.09 1.55 0.10 0.12 НО 199960 0.26 1.40 -0.01 0.11
НО 067228 0.12 1.75 0.04 0.11 НО 210855 0.08 2.35 0.19 0.18
НО 086728 0.24 1.25 -0.07 0.00 Н0217014 0.22 1.25 -0.11 0.00
НО 088986 0.04 1.50 -0.03 0.01
Cayrel et а1. [38]
НО 002796 -2.45 2.20 -0.05 -0.25 СБ 22892-052 -2.99 2.00 О 1 0. 1 -0.29
НО 122563 -2.81 2.00 0.11 -0.18 СБ 22896-154 -2.73 1.20 0.24 -0.13
НО 186478 -2.59 2.00 -0.03 -0.22 СБ 22897-008 -3.35 2.00 0.10 -0.24
ВО +17°3248 -2.06 1.80 -0.08 0.01 СБ 22948-066 -3.06 1.90 -0.01 -0.13
ВО—18°5550 -3.05 1.80 0.04 -0.26 СБ 22949-037 -3.99 1.80 0.80 -
СО—38°245 -4.07 2.20 0.10 -0.03 СБ 22952-015 -3.36 2.10 0.21 0.23
ВБ 16467-062 -3.77 1.60 0.00 -0.07 СБ 22953-003 -2.81 2.00 -0.25 -0.30
ВБ 16477-003 -3.27 1.80 0.16 -0.17 СБ 22956-050 -3.32 1.80 0.20 -
ВБ 17569-049 -2.89 2.10 -0.04 -0.15 СБ 22966-057 -2.62 1.60 -0.03 0.07
СБ 22169-035 -3.02 2.10 -0.22 - СБ 22968-014 -3.50 1.90 0.06 -0.35
СБ 22172-002 -3.82 2.20 0.03 -0.26 СБ 29491-053 -3.04 2.30 -0.05 -0.21
СБ 22186-025 -3.02 2.10 -0.05 -0.18 СБ 29495-041 -2.82 1.90 -0.10 -0.23
СБ 22189-009 -3.43 1.90 -0.07 -0.33 СБ 29502-042 -3.10 1.50 0.00 -
СБ 22873-055 -2.97 2.20 0.15 0.21 СБ 29516-024 -3.01 1.50 0.02 -0.03
С Б 22873-166 -3.00 2.10 0.07 -0.03 СБ 29518-051 -2.67 1.40 0.07 -0.12
С Б 22873-101 -3.16 1.90 -0.10 -0.17 СБ 30325-094 -3.30 1.50 0.30 -0.10
СБ 22885-096 -3.78 1.80 0.17 0.03 СБ 31082-001 -2.95 1.80 -0.02 -0.11
С Б 22891-209 -3.25 1.90 0.17 0.15
МЕНЖЕВИЦКИЙ и др. Таблица 6. (Продолжение)
Name [Fe/H] Cturb [Al/Fe] [Na/Fe] Name [Fe/H] Cturb [Al/Fe] [Na/Fe]
Carrera et al. [35]
Be 32 1948 -0.26 1.50 0.00 -0.07 H 070 0.09 1.25 0.07 0.21
NGC001 -0.13 1.50 -0.02 0.06 Pr212 0.10 1.30 -0.01 0.17
NGC208 0.04 1.10 -0.11 -0.08 Pr253 0.18 1.40 0.01 0.14
H 028 0.15 1.20 -0.02 0.15 Pr283 0.09 1.30 0.02 -0.07
H 041 0.09 1.30 0.01 0.14
Jonsell et al. [36]
HD 017072 -0.98 1.50 0.36 - HD 120559 -0.99 1.40 0.38 0.18
HD 025704 -0.97 1.50 0.46 - HD 124785 -0.69 1.50 0.34 -
HD 049301 -0.82 1.50 0.37 - HD 126793 -0.81 1.50 0.42 -
HD 061902 -0.71 1.50 0.21 - HD 132475 -1.46 1.40 0.60 0.04
HD 063598 -0.84 1.50 0.28 - HD 142945 -0.95 1.20 0.40 0.11
HD 076932 -0.89 1.50 0.33 - HD 144450 -1.15 1.10 0.40 0.03
HD 078747 -0.80 1.50 0.44 - HD 145417 -1.30 1.50 0.24 -
HD 079601 -0.74 1.50 0.35 - HD 160617 -1.70 1.30 - 0.17
HD 080863 -0.61 1.50 0.30 - HD 166913 -1.45 1.20 - -0.16
HD 091121 -1.05 1.30 0.49 0.03 HD 193901 -1.22 1.40 - -0.12
HD 094028 -1.32 1.30 0.66 -0.09 HD 196892 -1.09 1.50 0.52 -
HD 097320 -1.19 1.50 0.41 0.09 HD 199289 -1.05 1.40 0.43 0.11
HD 099682 -0.45 1.50 0.12 - HD201891 -1.06 1.10 0.51 0.12
HD 101976 -0.49 1.50 0.12 - HD 203608 -0.74 1.50 0.19 -
HD 102200 -1.19 1.40 - -0.09 HD 211998 -1.40 1.10 0.50 -0.14
HD 111777 HD 116064 -0.85 -1.87 1.50 1.50 0.43 -0.02 HD 213467 -1.43 1.50 0.30 —
—0.4 < [Ре/И] < 0.3. Эквивалентные ширины из работ [31] и [37] для звезд близкой металличности приводят к большим на 0.06 dex средним значениям [Na/Fe] по сравнению с [28, 35]. Из Рис. Ы следует, что звезды из выборки [36] в диапазоне — 1.7 < [Ре/И] < —1.0 показывают на 0.10 dex меньшие значения содержания натрия, чем звезды из работы [37]. Отмеченный избыток [Na/Fe] для выборки [37] может быть обусловлен как неполным учетом отклонений от ЛТР в холодных гигантах солнечной металличности, так и частичным обогащением их атмосфер натрием при выносе на
поверхность продуктов №-№-цикла. Для звезд из работы [38] наблюдается более низкое отношение [№^], чем для объектов из других выборок, что корректно объясняется особенностями изменений содержания натрия в процессе химической эволюции (см. ниже). В целом мы пришли к выводу, что значения [Na/Fe], найденные по данным всех использованных работ, не имеют систематических отклонений более 0.10 dex и могут исследоваться совместно. На Рис. ^ сплошной линией показана теоретическая кривая из работы [2], штриховой линией — теоретическая кривая из работы [4]. Обе
теоретические кривые в целом вполне удовлетворительно соответствуют полученным результатам.
Содержания алюминия, определенные для звезд из выборки [36] в диапазоне —0.5 < [Ре/И] < 0.3, оказываются на 0.15—0.20 dex меньше содержаний для звезд такой же металличности из выборок [28] и [37], которые, в свою очередь, хорошо соответствуют друг другу. Количество объектов из выборок [35] и [31], для которых были определены содержания алюминия, относительно невелико, поэтому для них (учитывая, что в диапазоне —0.5 < [Ре/И] < 0.3 средний разброс результатов составляет 0.20 dex) не удается обнаружить явные закономерности.
Так же, как и на Рис. 1а, на Рис. 1Ь сплошной линией показана теоретическая кривая из работы [2], штриховой линией — теоретическая кривая из работы [4]. Кроме того, на Рис. 1Ь пунктиром показана теоретическая кривая химической эволюции для алюминия из работы [7], соответствующей теоретическим предсказаниям [1]. В целом, для всех выборок в диапазоне металличностей
— 1.5 < [Ре/И] < 0.3 наблюдается некоторый избыток содержания алюминия относительно теоретических предсказаний. При этом заметно, что этот избыток несколько возрастает по мере уменьшения металличности. По всей видимости, такое изменение связано с ростом не-ЛТР поправок к содержанию алюминия, как это следует из теоретических соображений [19, 20, 22].
Для звезд малой металличности (гиганты и сверхгиганты из выборки [38]), для которых отклонения от ЛТР существенны, а содержание алюминия может быть определено только по
резонансным линиям АЛ 3944, 3961 А, наилучшее согласие полученных результатов и теоретических предсказаний достигается для кривой химической эволюции алюминия из работы [4], где было принято во внимание влияние отклонений от ЛТР.
ЛТР содержания натрия, представленные на Рис. 2а совместно с данными теоретического моделирования эволюции [№^е] из работ [2, 4], показывают повышенное на Д[Ма/Ре] & 0.15 dex значение для звезд солнечной металличности, дальнейший рост до [Ма/Ре] & 0.35 при [Ре/И] & —0.8 и снижение до [Ма/Ре] & 0.00 при [Ре/И] & —1.5. Такое распределение [№^е]—^е/Н] в интервале металличностей —1.5 < [Ре/И] < 0.3 хорошо согласуется с теоретическим прогнозом Кобаяши и др. [4] и удовлетворительно — с прогнозом Сам-ланда [2]. Однако лавинообразный рост ЛТР содержаний до [Ма/Ре] = 0.3—0.6 в звездах гало полностью не соответствует всем моделям химической эволюции.
Для ЛТР содержаний алюминия, представленных на Рис. 2Ь, в диапазоне металличностей
— 1.5 < [Ре/И] < 0.3 наилучшее соответствие с теоретическими предсказаниями наблюдается для теоретической кривой [7]. Однако для звезд малой металличности заметно резкое (Д[Л1/Ре] & 0.7 dex) уменьшение содержания алюминия по сравнению с теоретической кривой. Для объяснения такого различия между теорией и результатами расчетов Самланд [2] предложил увеличить эффективность синтеза алюминия в пять раз в реакциях нейтронного захвата атомами магния относительно теоретических предсказаний [7]. В результате Самланду удалось достичь хорошего согласия полученного распределения [А1^е]—^е/Н] с наблюдениями на всем диапазоне металличностей. Однако в более поздних работах (например, Коябаяши и др. [4]) показано, что данное резкое уменьшение содержаний алюминия в звездах гало и балджа должно быть связано со значительными отклонениями от ЛТР, которые для резонансных линий А11, используемых для определения содержаний элементов в звездах гало и балджа, велики.
Не-ЛТР поправки содержаний Дпоп-цге, рассчитанные как разность не-ЛТР и ЛТР содержаний элемента в каждой звезде, показаны для №1 на Рис. 3а, а для А11 — на Рис. 3Ь.
Отметим, что эффекты отклонений от ЛТР в атоме № I оказываются наименьшими в атмосфере Солнца. В результате не-ЛТР поправки содержаний натрия во всех звездах оказываются отрицательными. Для всех звезд, у которых содержания натрия определялись по группе субординатных линий, не-ЛТР поправки варьируются в пределах Дпоп-цге = (—0.03)—(—0.18) dex и не показывают существенной зависимости от металличности. Для звезд гало, исследуемых по резонансным линиям, наблюдается сильное возрастание поправок от Дпоп-цгЕ & —0.02 dex при [Ре/И] = —4.0 до Дпоп-цгЕ & —0.65 при [Ре/И] = —2.6 dex с большим разбросом индивидуальных значений при конкретном значении ^е/Н]. Таким образом, определение содержаний натрия в таких звездах допустимо только в рамках не-ЛТР подхода с выполнением отдельных расчетов для каждого исследуемого объекта.
Для А11 имеет место явление “сверхионизации” (основное состояние — уровень 3р — недонасе-лено в области формирования спектральных линий) [22]. В результате на глубинах формирования линий населенности уровней оказываются меньше, чем при ЛТР, поэтому линии А11 будут ослаблены по сравнению с ЛТР, а не-ЛТР поправки к содержанию А1 будут положительными.
Отклонения от ЛТР для атома А11 несущественны ( Дпоп-цге & 0.1) для звезд спектральных классов F—К нормальной металличности, но резко возрастают с ростом температуры (Тед- > 6000 К)
и уменьшением металличности. Для звезд гало, содержание алюминия в которых можно определить только по резонансным линиям ЛЛ З944, З9б— A, величины поправок могут достигать значений Anon-LTE = О.Т dex при [Fe/H] = —2.0 и Anon-LTE = —.— dex при [Fe/H] = —4.0. Таким образом, определение содержаний алюминия в звездах гало и балджа, как и в случае натрия, должно осуществляться только с использованием не-ЛТР методики.
Определенные нами не-ЛТР содержания натрия и алюминия показаны на Рис. 4a и 4b, где открытыми кружками выделены звезды с log g > З.О, а сплошными кружками — звезды с log g < З.О. Как следует из Рис. 4, средние содержания натрия и алюминия в звездах разных типов светимости на диапазоне металличности ——.Т < [Fe/H] < О.З не имеют систематических отличий. Это позволяет использовать все звезды из данных выборок для построения единых зависимостей [Na/Fe]-[Fe/H] и [Al/Fe]-[Fe/H].
Полученные не-ЛТР содержания натрия в сравнении с теоретическими распределениями [Na/Fe]-[Fe/H] [2, 4] показаны на Рис. 4a. При большом разбросе индивидуальных значений [Na/Fe] (до 0.3 dex) выделяется интервал почти постоянной средней величины [Na/Fe] w 0.0Б при
—О.б < [Fe/H] < О.З. При переходе к звездам толстого диска Галактики на [Fe/H] w —О.Т, возможно, имеется резкий рост содержания натрия до [Na/Fe] w 0.2Б с последующим его плавным уменьшением до [Na/Fe] w — 0.0З при [Fe/H] w -—.Б. Данное понижение в целом прослеживается в звездах гало с достижением значения [Na/Fe] w —0.2 на [Fe/H] w —4.0. Следует отметить неуклонно возрастающую с уменьшением металличности дисперсию индивидуальных содержаний натрия и появление в гало звезд с аномально большими избытками содержания элемента до A[Na/Fe] w 0.4 dex относительно среднего значения. В целом наблюдаемое распределение [Na/Fe]-[Fe/H], полученное в данной работе, соответствует теоретической зависимости Самланда [2] для всего исследуемого диапазона металличности, однако содержит отмеченный выше скачок в точке разделения звезд тонкого и толстого дисков при [Fe/H] w —О.Т. Распределение [4] частично воспроизводит данный скачок, но предсказывает аномально высокое содержание натрия в звездах тонкого диска ([Na/Fe] w 0.2) и аномально низкое — в гало ([Na/Fe] w — О.ЗТ).
На Рис. 4b представлены результаты определения не-ЛТР содержаний алюминия в исследуемых звездах [Al/Fe]-[Fe/H]. Несмотря на некоторую дисперсию значений [Al/Fe] на интервале от [Fe/H] = 0.Б до [Fe/H] = -—.Б (т.е. для звезд
тонкого и частично толстого дисков Галактики), отчетливо выражен плавный рост содержания алюминия в исследуемых звездах от [Al/Fe] w 0.0 до [Al/Fe] = 0.б. К сожалению, среди имеющихся в рассматриваемых выборках объектов только одна звезда, для которой измерены эквивалентные ширины линий алюминия, попадает в диапазон металличностей —2.4 < [Fe/H] < -—.Б. Поэтому в данном диапазоне металличностей имеется некоторый пробел. При рассмотрении звезд гало (—4.0 < [Fe/H] < —2.4) среднее значение содержания алюминия [Al/Fe] плавно возрастает по мере уменьшения металличности от —О.ОВ при [Fe/H] w —2.4 до 0.12 при [Fe/H] w —4.0, со средним разбросом значений 0.20 dex.
При сравнении с теоретическими зависимостями оказывается, что в области звезд нормальной металличности и звезд с умеренным дефицитом наилучшее соответствие между полученными данными и теорией имеет место для зависимости из работы [7], а для звезд малой металличности с полученными результатами наилучшим образом согласуется теоретическая кривая [4]. Теоретическая кривая Самланда [2], полученная без учета влияния не-ЛТР эффектов на определение содержания, хуже всего соответствует полученным результатам.
В целом можно считать, что наблюдаемое распределение [Al/Fe]-[Fe/H], полученное в данной работе, достаточно хорошо соответствует теоретической зависимости Кобаяши [4] практически для всего исследуемого диапазона металличности.
6. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
В работе проведено определение не-ЛТР содержаний натрия и алюминия для значительной (160 объектов) выборки звезд диска и гало Галактики с металличностью —4.0 < [Fe/H] < О.З. Получены наблюдаемые распределения содержаний натрия ([Na/Fe]-[Fe/H]) и алюминия ([Al/Fe]-[Fe/H]) и проведено их сравнение с теоретическими предсказаниями.
Полученные для звезд гало
(—4.0 < [Fe/H] < —2.0) ЛТР распределения [Na/Fe]-[Fe/H] и [Al/Fe]-[Fe/H] с избытком содержания натрия до [Na/Fe] = 0.б dex и дефицитом алюминия до [Al/Fe] = —0.Б dex качественно противоречат прогнозам существующих моделей химической эволюции Галактики.
Соответствие между наблюдаемыми распределениями и их теоретическим предсказаниями возможно только при корректном учете не-ЛТР поправок в содержаниях Na и Al, особенно важном при исследовании звезд гало, где содержание данных элементов определяется по резонансным
линиям с наибольшими отклонениями от ЛТР. Таким образом, определение содержаний натрия и алюминия в звездах малой металличности (—4.0 < [Ре/И] < —2.0) допустимо только в рамках не-ЛТР подхода с выполнением отдельных расчетов для каждого исследуемого объекта.
Итоговое наблюдаемое не-ЛТР распределение [Na/Fe]—[Fe/H] в целом совпадает в пределах
0.15 dex с теоретическим распределениями из работ Самланда [2] и Кобаяши и др. [4], что указывает на корректность современных моделей синтеза натрия.
Полученное в рамках данной работы не-ЛТР распределение [А1^е]—^е/Н] имеет удовлетворительное согласие до 0.2 dex с теоретическими данными Кобаяши и др. [4], но сильно различается как с прогнозами Самланда [2] (до 0.4 dex), так и с результатами расчетов [7] (до 0.3 dex). Для звезд тонкого диска (—0.7 < [Ре/И] < 0.28) наилучшее соответствие между наблюдаемыми содержаниями А1 и теоретическими прогнозами достигается с применением моделей [7]. Для результатов Кобаяши и др. [4] характерно расхождение с данными наблюдений, возрастающее с уменьшением металлично-сти от 0.0 dex при 0.0 < [Ре/И] < 0.28 до 0.15 dex при [Ре/И] & —0.7. Подобные различия не могут быть обусловлены ошибками наблюдений или их анализа и, вероятно, связаны с избыточной оценкой производства алюминия при гидростатическом горении углерода. Предложенное Самландом [2] искусственное увеличение в пять раз (относительно теоретических моделей [1, 7]) эффективности синтеза алюминия в реакциях нейтронного захвата атомами магния, очевидно, неверно. Как показано Кобаяши и др. [4], при определении содержаний алюминия в звездах низкой металличности, где, как правило, возможен анализ лишь резонансных линий, важным оказывается корректный учет отклонений от ЛТР В пользу данного утверждения говорит удовлетворительное (до 0.20 dex) совпадение теоретических прогнозов Кобаяши и др. [4] и полученного в данной работе не-ЛТР распределения [А1^е]—^е/Н].
Сравнение теоретических и полученных нами не-ЛТР содержаний алюминия как в звездах диска, так и в гало Галактики свидетельствует о необходимости дальнейшего уточнения теории его ядерного синтеза в процессе химической эволюции Галактики.
Полезно проанализировать найденные нами не-ЛТР содержания [№^е] и [А1^е] в звездах различных металличностей с точки зрения основных механизмов их формирования. Как известно, оба элемента образуются одновременно в реакциях гидростатического горения углерода в ядрах массивных звезд и раздельно в реакциях нейтронного
захвата атомами неона (при синтезе №) и магния (при синтезе А1). Очевидно, что различия в не-ЛТР содержаниях № и А1 обусловлены особенностями протекания реакций нейтронного захвата и их вкладом в общий синтез этих элементов. Качественный анализ полученных нами данных позволяет сделать следующие выводы об этом вкладе и условиях формирования содержаний натрия и алюминия.
1. Высокая дисперсия индивидуальных содержаний натрия (Д[Ма/Ре] = 0.4 dex) говорит о сильном влиянии на них реакций нейтронного захвата атомами неона (№-№-цикл). Подобная дисперсия может формироваться в результате неполного перемешивания межзвездной среды, обогащенной вновь синтезированным веществом после взрыва сверхновых. Однако в этом случае следует ожидать уменьшения ее амплитуды при переходе от звезд гало к звездам диска, что не соответствует наблюдениям. Поэтому можно предположить, что дисперсия образуется вследствие выноса на поверхность некоторых звезд вещества с избытками натрия, синтезированного в №-№-цикле слоевого источника. Аналогичный Mg-A1-цикл синтеза алюминия может проходить только в ядрах звезд, что препятствует выносу алюминия на поверхность и приводит к меньшей дисперсии содержания [А1^е].
2. Соответствие полученных содержаний натрия прогнозам его химической эволюции доказывает корректность современных моделей его синтеза при гидростатическом горении углерода в ядрах звезд разных масс. Одновременность синтеза № и А1 в этом процессе позволяет утверждать, что существующие различия в наблюдаемых содержаниях [А1^е] и теоретических прогнозах обусловлены только ошибками в оценке эффективности Mg-A1-цикла. Очевидно, что оценка эффективности Mg-A1-цикла в базовой теории [7] оказывается завышенной, а модифицированная оценка Самланда [2] — заниженной. Представляется оптимальным, следуя идее [2], уменьшить эффективность Mg-A1-цикла в 1.7—2.3 раза по сравнению классической теорией [7].
3. Актуальной проблемой остается корректная нормировка содержаний на солнечные значения при построении моделей ядерного синтеза № и А1. Из результатов проделанной работы следует, что подавляющее число звезд солнечной металлич-ности показывает значимый избыток содержания натрия около 0.1 dex. Однако результаты расчетов Самланда [2] не показывают подобного избытка, а в расчетах Кобаяши и др. [4] он оказывается завышен примерно в два раза. В результате можно сделать вывод о неточности заданного современного содержания натрия в рамках обеих моделей.
Напротив, содержание алюминия в атмосферах
звезд с [Fe/H] ~ 0 в целом соответствует как
наблюдаемому солнечному значению, так и определенному во всех моделях химической эволюции.
БЛАГОДАРНОСТИ Авторы благодарят А.И. Галеева за предоставление наблюдательных данных для исследованной
им выборки звезд. Работа выполнена при финансовой поддержке гранта РФФИ 13-02-00351-а.
СПИСОК ЛИТЕРАТУРЫ
1. P. X. Timmes, S. E. Woosley, and T. A. Weaver, Astrophys. J. Suppl. 98, 617 (1995).
2. M. Samland, Astrophys. J. 49б, 155(1998).
3. A. Alibes, J. Labay, and R. Canal, Astronom. and Astrophys. 370, 1103(2001).
4. C. Kobayashi, H. Umeda, K. Nomoto, et al, Astrophys. J. 653, 1145 (2006).
5. P. A. Denisenkov and S. N. Denisenkova, Sov. Astron. Lett. 16,275(1990).
6. A. Goswami and N. Prantzos, Astronom. and Astrophys. 359, 191 (2000).
7. S. E. Woosley and T. A. Weaver, Astrophys. J. Suppl. 101, 181 (1995).
8. J. H. Bruls, R. J. Rutten, and N. Shchukina, Astronom. and Astrophys. 265, 237 (1992).
9. L. I. Mashonkina, N. A. Sakhibullin, and
V V. Shimanskii, Astronomy Reports 37, 192 (1993).
10. L. I. Mashonkina, V. V. Shimanskii, and
N. A. Sakhibullin, Astronomy Reports 44, 790 (2000).
11. K. Lind, M. Asplund, P. S. Barklem, and
A. K. Belyaev, Astronom. and Astrophys. 528, 103(2004).
12. Y. Takeda, Publ. Astronom. Soc. Japan 47, 463 (1985).
13. D. Baumuller, K. Butler, and T. Gehren, Astronom. and Astrophys. 338, 637 (1998).
14. Y. Takeda, G. Zhao, M. Takada-Hidai, et al., Astronom. and Astrophys. 3, 316(2003).
15. J. R. Shi, T. Gehren, and G. Zhao, Astronom. and Astrophys. 423, 683 (2004).
16. T. Gehren, Y. C. Liang, J. R. Shi, et al., Astronom. and Astrophys. 413, 104(2004).
17. S. M. Andrievsky, M. Spite, S. A. Korotin, et al., Astronom. and Astrophys. 464, 1081 (2007).
18. Y. Takeda, D. Kang, I. Han, et al., Publ. Astronom. Soc. Japan 61, 1365(2009).
19. T. Gehren, C. Reile, and W. Steenbock, in Proc. of Advanced Research Workshop, Stellar Atmospheres: Beyond Classical Models (Kluwer, Dordrecht, 1991), p. 387.
20. D. Baumuller and T. Gehren, Astronom. and Astrophys. 307, 961 (1996).
21. В. С. Менжевицкий, В. В. Шиманский, Н. Н. Ши-манская, Ученые записки Казанского государственного университета 153, 95 (2010).
22. V S. Menzhevitski, V V Shimansky, and N. N. Shimanskaya, Astrophysical Bulletin 67, 294(2012).
23. I. F. Bikmaev, T. A. Ryabchikova, H. Brunt, et al., Astronom. and Astrophys. 389, 537 (2002).
24. P. J. D. Mauas, R. F. Borda, and M. L. Luoni, Astrophys. J. Suppl. 142, 285 (2002).
25. L. Mashonkina, L. Zhao, T. Gehren, et al., Astronom. and Astrophys. 478, 529 (2008).
26. M. J. Seaton, C. J. Zeippen, J. A. Tully, et al., Rev. Mex. Astron. Astrofis. 23, 19(1992).
27. J. L. Kohl and W. H. Parkinson, Astrophys. J. 184, 641 (1973).
28. A. I. Galeev, I. F. Bikmaev, L. I. Mashonkina, et al., Astronomy Reports 48, 511 (2004).
29. V. V. Shimansky, I. F. Bikmaev, A. I. Galeev, et al.,
Astronomy Reports 47, 750 (2003).
30. F A. Musaev, Astronomy Letters 22, 715 (1996).
31. J.Tomkin, B. Edvardsson, D. L. Lambert, and
B. Gustafsson, Astronom. and Astrophys. 327, 587
(1997).
32. G. P. Di Benedetto, Astronom. and Astrophys. 339, 858 (1998).
33. A. Alonso, S. Arribas, and C. Martinez-Roger, Astronom. and Astrophys. 313, 873 (1996).
34. F van Leeuwen, Astronom. and Astrophys. 474, 653
(2007).
35. R. Carrera and E. Pancino, Astronom. and Astrophys. 535,30 (2011).
36. K. Jonsell, B. Edvardsson, B. Gustafsson, et al., Astronom. and Astrophys. 440, 321 (2005).
37. A. Alves-Brito, J. Melendez, M. Asplund, et al., Astronom. and Astrophys. 513, 70 (2010).
38. R. Cayrel, E. Depagne, M. Spite, et al., Astronom. and Astrophys.
39. B. Edvardsson, J. Andersen, B. Gustafsson, et al., Astronom. and Astrophys. 275, 101 (1993).
40. J. P. Fulbricht, Astronom. J. 120, 1841 (2000).
41. R. L. Kurucz, I. Furenlid, J. Brault, and L. Testerman, in Solar Flux Atlas from 296 to 1300nm (New Mexico, 1984).
42. N. Grevesse, A. Noels, and A. J. Sauval, ASP Conf. Ser. 99, 117(1996).
43. R. L. Kurucz, SAO CD-Roms. (MA02138,
Cambridge, 1994).
44. L. H. Auer and J. Heasley, Astrophys. J. 205, 165 (1976).
45. Н. А. Сахибуллин, Труды Казанск. гор. астрон. обсерв. 48, 9 (1983).
46. S. E. Nersisyan, A. V. Shavrina, and
A. A. Yaremchuk, Astrophysics 30, 147 (1989).
47. N. N. Shimanskaya, I. F. Bikmaev, and
V V. Shimansky, Astrophysical Bulletin 66, 332 (2011).
48. F Castelli and R. L. Kurucz, IAUS 210, A20 (2003).
49. N. Grevesse and A. J. Sauval, Space Sci. Rev. 85, 161
(1998).
50. J. G. Cohen, W. Huang, and E. N. Kirby, Astrophys. J. 114, 1030(1997).
Observational Restrictions on Sodium and Aluminium Abundance Variations in Evolution of the Galaxy
V. S. Menzhevitski, N. N. Shimanskaya, V. V. Shimansky, N. A. Sakhibullin
In this paper we construct and analyze the uniform non-LTE distributions of the aluminium ([Al/Fe]— [Fe/H]) and sodium ([Na/Fe]—[Fe/H]) abundances in the sample of 160 stars of the disk and halo of our Galaxy with metallicities within —4.07 < [Fe/H] < 0.28. The values of metallicity [Fe/H] and microturbulence velocity £turb indices are determined from the equivalent widths of the Fe II and Fe I lines. We estimated the sodium and aluminium abundances using a 21-level model of the Na I atom and a 39-level model of the Al I atom. The resulting LTE distributions of [Na/Fe]—[Fe/H] and [Al/Fe]—[Fe/H] do not correspond to the theoretical predictions of their evolution, suggesting that a non-LTE approach has to be applied to determine the abundances of these elements. The account of non-LTE corrections reduces by 0.05—0.15 dex the abundances of sodium, determined from the subordinate lines in the stars of the disk with [Fe/H] > —2.0, and by 0.05—0.70 dex (with a strong dependence on metallicity) the abundances of [Na/Fe], determined by the resonance lines in the stars of the halo with [Fe/H] < —2.0. The non-LTE corrections of the aluminium abundances are strictly positive and increase from 0.0—0.1 dex for the stars of the thin disk (—0.7 < [Fe/H] < 0.28)to0.03—0.3 dex for the stars of the thick disk ( — 1.5 < [Fe/H] < -0.7) and 0.06—1.2 dex for the stars of the halo ([Fe/H] < —2.0). The resulting non-LTE abundances of [Na/Fe] reveal a scatter of individual values up to A[Na/Fe] = 0.4 dex for the stars of close metallicities. The observed non-LTE distribution of [Na/Fe]—[Fe/H] within 0.15 dex coincides with the theoretical distributions of Samland and Kobayashi et al. The non-LTE aluminium abundances are characterized by a weak scatter of values (up to A[Al/Fe] = 0.2 dex) for the stars of all metallicities. The constructed non-LTE distribution of [Al/Fe]—[Fe/H] is in a satisfactory agreement to 0.2 dex with the theoretical data of Kobayashi et al., but strongly differs (up to 0.4 dex) from the predictions of Samland.
Keywords: stars: abundances—Galaxy: evolution
