CC BY
24
Том 153, кн. 2
УЧЕНЫЕ ЗАПИСКИ КАЗАНСКОГО УНИВЕРСИТЕТА
Физико-математические пауки
2011
УДК 524.31.08
НЕОДНОРОДНОСТЬ ХИМИЧЕСКОГО СОСТАВА МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДЫ ПО ДАННЫМ НБЕ 226868 (Суё Х-1) И а Сат
Е.А. Карицкая, Н.Г. Бочкарее, В.В. Шимапский, Г.А. Галазутдипов
Аннотация
Методом моделирования синтетического спектра с учетом пе-ЛТР-эффектов определены химические составы атмосфер О-сверхгигаптов НОЕ 226868 (оптический компонент Cyg Х-1) и а Сат, имеющих близкие физические характеристики, но расположенных па расстоянии 2.5 2.7 кик друг от друга. Среднее содержание элементов группы СКО, а также А1, в и Ъп в НБЕ 226868 па 0.15 0.30 ¿ех превосходит содержание этих элементов а
с распределением тяжелых элементов в диске Галактики, полученным в работе Лака и др. в результате исследования 50 галактических цефеид. Даппый факт является подтверждением неоднородности распределения тяжелых элементов па масштабе порядка 2 кик и соответствует представлениям о сохранении индивидуальных характеристик «сверхоблаков» в межзвездной среде па шкале времени более одного миллиарда лет.
Ключевые слова: содержание элементов, неоднородность межзвездной материи, сверхоблака, О-сверхгигапты, моделирование спектров, пе-ЛТР-модели, звездные атмосферы.
Введение
В литературе, посвященной строению Галактики и межзвездной среде, с 80-х годов XX в. обсуждается (см.. например. [1]. ссылки в ней. [2]) вопрос о существовании сверхоблаков с характерным размером 1 кпк. которые сохраняют свою индивидуальность на протяжении 1 2 млрд. лет. За время жизни сверхоблака в нем образуется несколько поколений молодых горячих звезд. Это может приводить к различию химического состава сверхоблаков, то есть к неоднородностям содержаний тяжелых элементов в межзвездной среде диска Галактики с характерным масштабом около 2 кпк.
Около 15 лет назад Н.С. Комаров в беседе с одним из авторов (Н.Б.) отметил, что данные о химическом составе звезд возможно указывают на существование таких неоднородностей. Однако имевшихся в конце прошлого столетия данных было недостаточно для получения надежного результата. Лишь в последние годы были получены детальные данные о химическом составе 50 галактических цефеид [3]. Они позволили авторам [3] заявить о формировании в галактическом диске нерадиалыгой неоднородности распределения химических элементов. Ввиду важности проблемы мы решили использовать полученные памп результаты анализа химического состава двух О-сверхгигаптов для независимой проверки этого предположения.
1. Определение содержания элементов
Целыо наших исследований было определение содержания элементов в атмосфере оптического компонента известного рентгеновского источника Су^ Х-1
Табл. 1
Параметры HDE 226868 (Cyg Х-1) и HD 30614 (a Cam)
Звезда HDE 226868 HD 30614
Спектр, класс 09.7 lab 09.5 I
V. зв. вел. 8.9 4.3
1 74° 144°
d. кпк 2.5 2.1
Тед, К 30400 ± 1000 30800 ± 1200
lg ff 3.31 ±0.08 3.26 ±0.10
сверхгиганта класса 09.7 lab. Однако при определении химического состава горячих сверхгигантов большую роль играют но-ЛТР-процессы и неточности в применяемых моделях атмосфер и силах осцилляторов линий. Поэтому для контроля полученных результатов нами определены параметры атмосферы и содержание элементов сверхгиганта 09.5 I с близкими характеристиками - a Cam. Основные сведения об исследованных нами объектах приведены в табл. 1.
Спектры обоих объектов получены в ночь 30/31 октября 2004 г. на оптоволоконном эшелле-спектрографе 1.84-м телескопа обсерватории ВОАО (Южная Корея) со спектральным разрешением R = 30000 в диапазоне А = 3800 ± 10000 Ä. Первичная редукция и анализ данных для обоих объектов выполнены по одинаковой методике.
На основе согласования профилей бальмеровских линий водорода Hin линий Hei в наблюдаемых спектрах объектов с рассчитанными методом синтетического спектра с прямым учетом отклонений от ЛТР определены эффективные температуры Teff и ускорения сил тяжести lg д (см. табл. 1). Методика моделирования и исследования спектров описана в работе [4]. Она базируется на использовании программного комплекса SPECTR [5]. Дифференциальным методом с применением одинакового набора 103 спектральных линий были определены содержания 10 элементов в атмосферах звезд (см. рис. 1). Малые различия параметров звезд и применение дифференциального анализа содержаний позволили исключить ошибки сил осцилляторов, неточности моделей атмосфер и недостатки методики расчетов синтетических спектров в комплексе SPECTR [5]. Поэтому полученным оценкам различия содержания химических элементов можно доверять.
Содержание гелия и всех исследованных тяжелых элементов в HDE 226868 a
блюдаются сильные избытки (от 0.4 до 1.0 dex) содержаний Не. N. No, Mg, Si, то
a
мешивание вещества в этом объекте происходило значительно эффективное, чем в a
обменом масс с релятивистским компонентом на предшествующей и современной стадиях эволюции, в том числе возможно на стадии общей оболочки, если система
a
a
указывает на различие составов межзвездного вещества, из которого образовались исследуемые звезды.
2. Обсуждение и выводы
Cyg Х-1 находится практически в плоскости Галактики (его z-координата не превосходит ~ 0.1 кпк). Звезда a Cam является убегающей и удалена от плоскости Галактики на ~ 500 пк. Она расположена в направлении галактической долготы
Рис. 1. Отношения содержаний элементов в НБЕ 226868 (С}^ Х-1) и а Сат. По оси X указаны химические элементы: «СКО» обозначает усредненное содержание трех элементов. По оси У отложены разности десятичных логарифмов относительных содержаний эле-
а
логарифмы отношений содержаний элементов в этих двух звездах). Вертикальные бары - неопределенности значений этих разностей на уровне значимости 68% (±1<г). Овалами выделены группы элементов, относительные содержания которых подвержены влиянию
а
а
тичпых логарифмов) элементов последней группы, по-видимому, указывают па различие химического состава межзвездной среды в местах образования каждой из звезд
l = 144° та расстоянии d = 2.1 кпк от Солнца, а Cyg Х-1 - на долготе l = 74° и удалении d = 2.5 кпк. Таким образом, проекция на плоскость Галактики расстояния между объектами составляет d = 2.5 ^ 2.7 кпк при различии галактоцентрических расстояний ~ 2 кпк.
Найденные нами различия химического состава атмосфер Cyg Х-1 и а Cam указывают на разный характер перемешивания вещества в этих звездах. То, что обе звезды находятся на эволюционной стадии сверхгиганта, означает, что в ядрах обеих звезд CNO-цикл объемного горения водорода завершился. На величинах относительных содержаний [Не/Н] и [N/H] в атмосфере одиночной звезды а Сат это либо не сказалось совсем, либо повлияло намного меньше, чем на состав атмосферы сверхгиганта HDE 226868, входящего в тесную двойную систему, то есть, скорее всего, близко расположенный к оптическому второй компонент с массой 10 солнечных масс (в Cyg Х-1 это кандидат в черную дыру) своим приливным воздействием вызывает (или намного усиливает) перемешивание и вынос продуктов ядерного горения из ядра во внешние слои звезды.
CNO-цикл приводит к росту отношения [Не/Н] содержания гелия относительно водорода, но оставляет неизменным суммарное содержание С, N и О, лишь перераспределяя их содержания в пользу азота. Поскольку космическая распространенность азота в несколько раз ниже, чем углерода и тем более кислорода, такое перераспределение сильно влияет на относительное содержание азота, но слабо сказывается на содержании С и О (см. рис. 1).
Обнаруженные нами избытки No, Mg и Si в атмосфере сверхгиганта системы Cyg Х-1 указывают на то, что в атмосфере звезды присутствует вещество, пода
из глубоких недр звезды чрезвычайно интенсивным перемешиванием, частично захватывающим компактное плотное ядро сверхгиганта, но не ясен механизм, способный выносить к поверхности звезды вещество из глубокой потенциальной ямы. образованной ядром.
Другая возможность это загрязнение атмосферы сверхгиганта продуктами взрыва второго компонента как сверхновой, приведшего к образованию наблюдаемого ныне релятивистского компонента черной дыры. Однако загрязненный таким способом внешний слой сверхгиганта постепенно уносится звездным ветром и вскоре исчезает. Поэтому такое предположение о природе наблюдаемого загрязнения должно означать, что время, прошедшее после взрыва сверхновой, много меньше возраста двойной системы.
Независимо от источника загрязнения атмосферы HDE 226868 продуктами а-процессов мы должны исключить из рассмотрения все те химические элементы. содержание которых подверглось значительным изменениям, и использовать только те элементы, содержание которых не могло сильно измениться за время эволюции звезды. Кратко обсудим с этой точки зрения влияние а-процессов.
В результате а-процессов ядра 4Не сливаются, образуя углерод 12С. Далее возможно последовательное присоединение к ним а-частиц с образованием 160 и четно-четных изотопов некоторого количества последующих четных элементов. В зависимости от температуры и плотности вещества в области горения гелия, определяемых (по крайней мере для одиночных звезд) прежде всего массой звез-а
до образования No, Mg, Si (а в некоторых случаях и серы и более тяжелых элемен-
а
и не затронули серу.
а
жание химических элементов, имеющих относительно малую распространенность (No, Mg, Si), но но может енлыю изменить сродное по звезде содержание значительно более обильных элементов (Не, С и О).
Из вышесказанного видно, что для грубых оценок, которыми мы и ограничиваемся здесь, можно принять сродное содержание элементов группы CNO, а также
а
цессов, ни CNO-цикла (в нашем случае это Al, S и Zn), в качество индикаторов различия химического состава межзвездного вещества, из которого образовались исследованные нами звезды.
Если принять во внимание ограниченное время эволюции массивных О-звезд, но превышающее ~ 107 лет, то можно считать, что их химический состав определяет содержание элементов в межзвездной среде практически в настоящее время в местах их образования. При пекулярных скоростях, не превышающих ~ 10 км/с [6], за время своей эволюции О-звезды удаляются от моста рождения не более чем на
а
рядок величины больше. Движение направлено преимущественно перпендикулярно плоскости Галактики. Поэтому проекция пути перемещения на галактическую плоскость меньше, чем характерные размеры сверхоблаков (~ 1 кпк) и неоднород-ностей химического состава межзвездной среды (~ 2-3 кпк). Продолжительность жизни О-звезд по крайней мере на 2 порядка меньше того времени (1 2 млрд. лет), за которое может накопиться наблюдаемое различие содержаний тяжелых элементов в разных местах плоскости Галактики.
а
ского компонента Cyg Х-1, вызвана различием химического состава межзвездного вещества, из которого эти звезды образовались. Для того чтобы выбрать набор
элементов индикаторов состава межзвездной среды, мы разделили 10 химических элементов, отношения содержаний которых в фотосферах двух О-сверхгигантов были нами определены, на 4 группы. На рис. 1 овалами выделены группы элементов. относительные содержания которых подвержены влиянию CNO-цикла горения водорода, а-процессам горения гелия, обоим процессам и ни одному из них. Разные относительные содержания последних (Al, S, Zn), по-видимому, указывают на различие химического состава вещества межзвездной среды в местах образования звезд. К ним можно также отнести среднее содержание группы CNO. Найденное памп пространственное различие содержания тяжелых элементов в межзвездной среде галактического диска согласуется с данными [3], полученными по 50 цефеидам. Это является взаимным подтверждением результатов двух исследований.
Заметим, что в области галактоцептрических расстояний 6.6 < RG < 10.6 кпк практически отсутствует радиальный градиент содержания тяжелых элементов в галактическом диске [3]. Согласно [7] отсутствие радиального градиента тяжелых элементов в окрестности Солнца, вероятно, связано с его близостью к области коротационного резонанса в Галактике. В эту зону попадают оба изученных О-сверхгиганта. Поэтому найденное памп различие содержаний тяжелых элементов в двух участках межзвездной среды не может быть вызвано градиентами содержания элементов вдоль галактического радиуса, а определяется клочковатостыо распределения тяжелых элементов.
Работа выполнена при финансовой поддержке РФФИ (проекты Х- 09-02-00993, 09-02-01136, 10-02-01145 и 09-02-97017).
Summary
Е.А. Karitskaya, N.G. Buchkarcv, V.V. Shimansky, G.A. Galazutdinuv. Element Abundance Inhomogeueity in the Interstellar Medium Based on the Data ofHDE 226868 (Cyg X-l) and a Cam.
Synthetic spectrum modelling with allowance for non-LTE effects was used to determine element abundances in the atmospheres of two O-supergiant.s with similar physical cliaract.eris-
a
2.7 kpc from each other. The average CNO, as well as Al. S, and Zn abundance differences are
a
good qualitative agreement with heavy element distribution over the Galaxy disk derived by-Luck et. al. on the basis of 50 galactic Ceplieids. This fact confirms the inhomogeueity of heavy element distribution on the scale of 2 kpc and is in agreement with the concept of preservation of the intrinsic particularities of interstellar medium "superclouds" on a time-scale of more than 1 Gyr.
Key words: element abundances, interstellar matter inhomogeueity, superclouds, O-super-giant, spectrum modelling, non-LTE models, stellar atmospheres.
Литература
1. Ефремов Ю.Н. Очаги звездообразования в галактиках. М.: Наука, 1989. 248 с.
2. Бочкарео Н.Г. Основы физики межзвездной среды. М.: Изд-во Моск. ун-та, 1992. 352 с.
3. Luck R.E., Kuvtyukh V.V., Andricvsky S.M. The Distribution of the Elements in the Galactic Disk // Ast.ron. J. 2006. V. 132, No 2. P. 902 918.
4. Шимаиский В.В., Борисов Н.В., Шгшаиская Н.Н. Эффекты отражения и параметры старых предкатаклизмических переменных MS Peg и LM Cam // Астроп. жури. 2003. Т. 80, 9. С. 712 844.
5. Карицкая Е.А., Бочка/peu Н.Г., Бондарь A.B., Галавутдинов Г.А., Ли Б.-К., Мусаеа Ф.А., Сапар A.A., Шимаиский В.В. Спектральный мониторинг V1357 Cyg = Cyg Х-1 в 2002 2004 гг. // Астроп. жури. 2008. Т. 85, № 5. С. 409 426.
6. Артюхина Н.М. Движепия групп звезд раппих спектральных классов и орпоповых переменных по отношению к галактической плоскости // Астроп. журп. 1970. Т. 47, Л» 3. С. 667 668.
7. Acharuva I.A., Lapine J.R.D., Mishuruv Yu.N., Shustuv В.M., Tutukov A.V., Wiehe D.S. A mechanism for the formation of oxygen and iron bimodal radial distribution in the disc of our Galaxy // Mon. Not. R. Ast.r. Soc. 2010. V. 402, No 2. P. 1149 1155.
Поступила в редакцию 14.12.10
Карицкая Евгения Алексеевна кандидат физико-математических паук, старший научный сотрудник Института астрономии РАН, г. Москва. E-mail: karitskQyandex.ru
Вочкарев Николай Геннадиевич доктор физико-математических паук, ведущий научный сотрудник Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга, г. Москва.
E-mail: boehQsai.msu.ru
Шиманский Владислав Владимирович кандидат физико-математических паук, доцепт кафедры астрономии и космической геодезии Казанского (Приволжского) федерального университета.
E-mail: Slava.ShimanskyQksu.ru
Галазутдинов Газинур Анварович кандидат физико-математических паук, доцепт Института астрономии Католического университета Дель-Норте, г. Аптофагаста, Чили.
E-mail: runizagQgmail.œm
